Невероятная анатомия пульсара

 

Конечно, ученых интересуют не только физические характеристики пульсаров. Им важно также знать: что же представляют сами по себе эти космические объекты?

Во‑первых, следует отметить, что сегодня астрономам уже точно известно, что пульсары равномерно распределены среди звезд. Это значит, что сигналы от пульсаров достигают радиотелескопов спустя многие тысячи лет.

Из этого в свою очередь следует, что излучения пульсаров должны быть огромной интенсивности, чтобы их, учитывая гигантские расстояния, можно было зарегистрировать на Земле…

Итак, что же такое пульсары? Астрономам хорошо известно, что область пространства, в которой зафиксированы сигналы от пульсара, очень незначительна. В связи с этим возникает вполне логичный вопрос: какие процессы должны происходить в такой небольшой области столь быстро и с такой точностью, чтобы ими можно было объяснить феномен пульсара?

Возможно, это звезды, аналогичные цефеидам, периодически «раздувающиеся» и вновь сжимающиеся? Но ведь период изменения блеска цефеид составляет несколько суток, в то время как пульсары осциллируют с периодом в сотые доли секунды.

Более того, даже белые карлики, которые являются самыми плотными звездами, не в состоянии совершать столь быстрые колебания. Возникает вопрос: могут ли звезды иметь еще более высокую плотность, чем у карликов? Ведь она у них несколько тонн на кубический сантиметр?

Но еще в 1934 году некоторые ученые утверждали, что могут существовать звезды с исключительно высокой плотностью, то есть почти полностью состоящие из одних нейтронов.

Анализ же модели таких звезд показывает, что их плотность должна быть очень велика: в шаре диаметром 30 километров должна быть заключена масса, равная солнечной. Иначе говоря, в одном кубическом сантиметре такой звезды содержатся миллиарды тонн нейтронной материи. Но нейтронные звезды, если заставить их осциллировать, будут делать это гораздо быстрее, чем пульсары.

 

 

Крабовидная туманность с пульсаром в центре

 

Казалось бы, на этом основании участие нейтронной звезды в появлении пульсаров можно было отбросить.

Но тут на сцене появляется преподаватель Корнельского университета Томас Голд, предположивший, что, возможно, периодичность пульсаров связана с вращательным движением неизвестного объекта, который должен совершать полный оборот менее чем за секунду.

Однако для звезды имеется определенный предел вращения. И связано это с тем, что при слишком высокой скорости она будет разрушена центробежными силами. В целом же предельная скорость вращения звезды определяется величиной гравитации на ее поверхности. Например, для белого карлика этот предел равен примерно одному обороту в секунду. Чтобы вращаться с большей скоростью, звезда должна иметь и более высокую плотность.

А такую плотность, как известно, имеют нейтронные звезды. И Голд предположил, что скорее всего периодические «вспышки» пульсара и объясняются вращением нейтронной звезды, которая совершает один оборот вокруг своей оси за доли секунды. И такая ситуация вполне вероятна, поскольку сила тяжести на поверхности нейтронной звезды достаточно велика. Кроме того, нейтронная звезда может иметь и более высокую скорость вращения.

Таким образом, согласно гипотезе Томаса Голда, пульсары – это вращающиеся нейтронные звезды. Астрофизики приняли ее без особых колебаний. Ведь в соответствии с этой гипотезой вековое увеличение периода пульсара можно было объяснить постепенным замедлением вращения нейтронной звезды.

Можно предположить, что энергия, посылаемая пульсаром в виде электромагнитного излучения, черпается за счет энергии вращения нейтронной звезды. Вращение же постепенно замедляется лишь из‑за потерь энергии на излучение.

Осенью 1968 года астрономы зафиксировали сигналы с периодом всего лишь 0,03 секунды, которые посылал объект, обнаруженный в Крабовидной туманности. Сигналы пульсара шли из облака, образованного остатками сверхновой, вспыхнувшей в 1054 году, что отмечено в китайских и японских летописях.

Вскоре было установлено, что со временем вращение пульсара замедляется. Опираясь на гипотезу Голда, ученые пришли к выводу, что энергия, высвобожденная в результате замедления вращения пульсара Крабовидной туманности, расходуется не только на излучение самого пульсара, но и на излучение всей туманности. Это позволяло разобраться еще с одной проблемой пульсаров.

В то время как свечение обычных туманностей связано с излучением атомов, свечение Крабовидной туманности имеет совершенно иную природу. В этом случае электроны, получившие в результате взрыва сверхновой огромную энергию, движутся со скоростью, близкой к скорости света. Двигаясь по круговым орбитам в магнитном поле туманности, электроны излучают свет.

Но вот почему у этих электронов с 1054 года не уменьшилась скорость, и они продолжают по‑прежнему двигаться быстро, хотя и теряют энергию на излучение, ученые объяснить долгое время не могли. Ведь со временем интенсивность излучения должна падать и свечение Крабовидной туманности слабеть. Получалось, что электроны черпают дополнительную энергию из какого‑то внешнего источника.

Теперь этот источник, предположительно, определен. Им является вращающаяся нейтронная звезда, которая, вероятно, через свое магнитное поле передает энергию окружающему газу. Как гигантский пропеллер вращается нейтронная звезда в Крабовидной туманности, обеспечивая ей удивительную яркость, а электронам – огромную скорость.

В 1990 году астрономы из Великобритании недалеко от центра Млечного Пути зафиксировали нейтронную звезду, у которой скорость вращения достигает 86 раз в секунду. Ее назвали psr 174424 А.

Но даже не скорость вращения удивила исследователей, а тот факт, что радиосигнал из этого источника несколько раз в неделю исчезает на шесть часов. Это второй из известных науке так называемых двойных пульсаров.

Первый из них был обнаружен в 1988 году. Находится он примерно в трех тысячах световых лет от нашей планеты. Его период равен около 1,6 миллисекунды.

Астрономы предполагают, что оба пульсара «пожирают» своих невидимых с Земли спутников. Кроме того, исследователи предполагают, что пульсары излучают огромное количество энергии, которой вполне хватает на разогрев поверхности звезды‑спутника.

Период колебания излучения вновь открытого пульсара говорит о том, что он находится на иной (скорее всего более ранней) стадии своего развития, чем первый двойной пульсар. Также не исключено, что спутник имеет немалые размеры, поэтому пульсар временами «выхватывает» из него большое количество газов, которые затем в виде облака начинают обращаться вокруг пульсара и по этой причине временами перекрывают собой его излучение.

 

 

Глава 7. Белые карлики – звезды‑тяжеловесы

 

Каковы они – белые карлики?

 

Случилось это в 1930 году в безбрежных океанических просторах. Молодой индийский физик Субраманьян Чандрасекар, только что завершивший обучение в Мадрасском университете, плыл на корабле в Европу для продолжения образования в аспирантуре Кембриджского университета.

Незадолго до этого события молодой ученый прослушал у себя в университете курс лекций по квантовой механике знаменитого немецкого теоретика Арнольда Зоммерфельда. Знакомя слушателей с последними открытиями в области квантовой статистики, Зоммерфельд заметил, что ее выводами можно воспользоваться для объяснения удивительных свойств особого типа звезд – белых карликов.

Так вот, имея немало свободного времени, Чандрасекар, уединившись в каюте, предавался размышлениям над услышанными от Зоммерфельда замечаниями. В конце концов молодой ученый пришел к выводу, что в теории, которую изложил в своих лекциях немецкий физик, не было учтено одно обстоятельство, существенным образом менявшее суть дела.

 

 

Индийский физик Субраманьян Чандрасекар

 

Из проведенных индийским физиком расчетов следовало, что масса любого из белых карликов может превышать массу Солнца максимум в 1,4 раза. В то же время среди обычных звезд встречаются объекты массивнее Солнца в десятки раз.

Молодой физик сразу понял, сколь значимы полученные им результаты для понимания того, как звезды завершают свою долгую жизнь. Через 53 года, в 1983 году, Чандрасекар стал лауреатом Нобелевской премии. Но до этого звездного часа в судьбе ученого было еще далеко. А сначала, как это нередко случается, маститые астрофизики‑теоретики отнеслись к полученным результатам молодого индуса с явным недоверием и отказались их публиковать…

А теперь отвлечемся от открытия Чандрасекара и перенесемся в начало XX века. В это время благодаря успехам в области физических наук ученые смогли увидеть мир звезд в невероятном разнообразии. А ведь до этого считалось, что все звезды по своим характеристикам очень похожи на наше Солнце. Хотя по некоторым основным глобальным характеристикам – массе, светимости и радиусу – могут в ту или другую сторону несколько от него отличаться.

Когда же американец Г. Рессел и датчанин Э. Герцпрунг обнаружили существование главной последовательности и звезд‑гигантов, казалось, огромное разнообразие звезд было сведено в некую стройную систему. После этого началась рутинная работа по детальному статистическому исследованию частоты встречаемости звезд разных светимостей, масс и радиусов.

Именно в ходе этих исследований в 1910 году и было сделано открытие, значение которого астрономы осознали намного позже. Это было открытие так называемых белых карликов.

Вообще же история первых встреч ученого мира с белыми карликами слегка запутана. Дело в том, что открытие белых карликов чаще всего связывают с именем американского астронома У. Адамса, который в 1914 году получил, а затем детально изучил спектр спутника ярчайшей звезды неба – Сириуса, так называемого Сириуса B.

Хотя на самом деле за год до этого нидерландский астроном Ван Маанен получил спектр еще одного белого карлика – звезды, названной именем ученого Ван Маанен 2.

Но оказывается, известный американский астроном Рессел еще на год раньше Маанена открыл 40 Эридан В – по существу, первого белого карлика.

После открытия этих трех объектов, нередко называемых классическими белыми карликами, наступил долгий перерыв. И только в 30‑е годы прошлого века список этих небесных тел начал пополняться новыми объектами.

Поскольку светимость белых карликов незначительная, до последнего времени их обнаруживали в основном неподалеку от Солнца. Однако благодаря космическому телескопу «Хаббл» белые карлики были зафиксированы и в далеком шаровом скоплении…

Несмотря на то что за последние сто с небольшим лет были обнаружены десятки интереснейших астрономических объектов, тем не менее открытие белых карликов можно отнести к числу крупнейших достижений астрономии XX века.

Связано это с тем, что, исследуя эти немногие объекты, в том числе и белые карлики, ученые смогли ответить на ряд фундаментальных вопросов астрономии, которые позволили по‑иному взглянуть на бесконечно разнообразный мир звезд и пути их эволюции.

Что же касается характерных особенностей белых карликов, то они таковы. Это – горячие звезды со средней массой около 0,6 массы Солнца и низкой светимостью: от 0,02 до 0,003 светимости Солнца.

Но малые размеры, примерно с земной шар, и огромная масса говорят о том, что в таком относительно небольшом объеме сконцентрировано вещество огромной плотности. И действительно, средняя плотность вещества колоссальна – порядка 1 000 000 граммов в кубическом сантиметре.

Кроме этой особенности, белые карлики отличаются еще одним удивительным свойством: в их недрах практически полностью отсутствует водород – основная составляющая вещества обычных звезд.

В 1926 году в физике появилось понятие вырожденного газа. Это открытие позволило намного лучше понять и природу белых карликов. Применил новые идеи к этим странным объектам англичанин Р. Фаулер. После его работ у астрономов появились мысли, что проблема с белыми карликами решена.

Из курса элементарной физики известно, что в обычном газе давление равно произведению плотности и температуры. Следуя этой формуле, при абсолютном нуле давление должно быть нулевым.

Однако если газ представлен частицами с полуцелым спином – фермионами, к которым, в частности относятся электроны, то при достаточно низких температурах начинает вступать в действие так называемый запрет Паули – один из фундаментальных законов микромира. Его суть заключается в том, что две тождественные частицы с полуцелым спином не могут одновременно находиться в одном состоянии.

Следуя этому принципу, давление сжатого электронного газа продолжает оставаться конечным и при абсолютном нуле. При этом его величина зависит только от плотности, и при ее увеличении быстро возрастает.

В свою очередь такой стремительный рост давления означает, что при сжатии вырожденного газа средние скорости электронов должны возрастать.

Но после этого физического ликбеза возникает законный вопрос: а при чем здесь белые карлики? Ведь температуры в их недрах, как и у большинства обычных звезд, достигают десятков миллионов градусов. Но это не так. Дело в том, что с повышением плотности растет и температура. И при определенном ее показателе газ уже становится вырожденным и начинает вести себя так, как если бы температура равнялась нулю.

Уже при плотности 1000–10 000 граммов в сантиметре кубическом и температуре порядка 10 миллионов градусов электронный газ уже становится вырожденным, и в этом случае его давление практически не зависит от температуры, оставаясь таким же, как и при абсолютном нуле! А так как плотности в белых карликах намного выше, то и их температуру формально можно считать равной нулю.

Именно Фаулер первым сообразил, что давление в белых карликах создается вырожденным электронным газом. На основании этого заключения он пришел к выводу, что эти звезды и впрямь должны обладать размерами земного шара и плотностями около тонны в 1 кубическом сантиметре.

А вскоре независимо друг от друга Чандрасекар и английский астрофизик Э. Милн рассчитали модели внутреннего строения белых карликов. Из этих расчетов следовало, что из‑за сравнительно легкой сжимаемости вырожденного электронного газа размеры этих тел должны быть тем меньше, чем больше их масса. Казалось, все вроде бы разъяснилось.

Но молодой индийский физик Чандрасекар по дороге из Индии в Европу, о чем уже упоминалось выше, обратил внимание на тот факт, что коль белые карлики больших масс имеют меньший размер, то в белом карлике плотность с ростом массы тоже растет. А рост плотности в вырожденном газе одновременно сопровождается еще и ростом средних скоростей электронов.

Но, безусловно, такая ситуация продолжаться до бесконечности не может. В конце концов наступит такой момент, когда скорости все большей и большей части электронов станут приближаться к скорости света. А поскольку дальнейший рост скоростей невозможен, то наступит так называемое релятивистское вырождение.

Это должно приводить к уменьшению скорости роста давления при увеличении плотности. Оказывается, что если плотность больше, чем 1 000 000 граммов в сантиметре кубическом, этот рост происходит пропорционально плотности в степени 4/3. Иначе говоря, при достижении этой гигантской плотности газ должен легче сжиматься, а потому уменьшение радиуса белого карлика с ростом его массы должно происходить быстрее, чем предполагала первоначальная теория.

В результате относительно не сложного математического анализа было установлено, что, когда масса белого карлика приближается к некоторой критической величине, его радиус стремится к нулю! Эта критическая масса, составляющая 1,46 массы Солнца, по имени индийского физика получила название чандрасекаровского предела.

То есть если в точности следовать теории Чандрасекара, то белый карлик с критической массой имеет бесконечную плотность и нулевой радиус. Большинству астрофизиков эти выводы казались абсурдными, и ученому пришлось выдержать нелегкую борьбу, прежде чем в 1931 году его работа увидела свет.

Однако в ходе последующего анализа было показано, что на самом деле радиус белого карлика, имеющего критическую массу, остается конечным, а значит, бесконечная плотность в этом случае не достигается.

Дело в том, что когда вещество достигает критической плотности, электроны поглощаются ядрами, и имеющиеся в них протоны превращаются в нейтроны.

И как только этот процесс включается, рост давления резко замедляется. В результате механическое равновесие оказывается уже невозможным, и оба эти эффекта приводят лишь к небольшому снижению критической массы.

На основании того факта, что на давление в белом карлике не влияет температура его недр, астрофизики пришли к выводу, что звезда может оставаться в состоянии белого карлика сколь угодно долго. Постепенно выделяя запасенную в недрах тепловую энергию поступательного движения атомных ядер, для которых вырождения нет, белый карлик будет остывать, практически не меняя своих размеров. То есть примерно так, как остывает раскаленный булыжник. А поскольку светимости белых карликов незначительны, то и запасенной в них тепловой энергии хватает надолго.

 

Еще одна загадка

 

Известно, что масса ядра, сконденсировавшегося из межзвездной материи, определяет, станет ли оно звездой или же рассеется в бескрайних просторах Вселенной.

А для того чтобы вступил в действие первый вариант, необходимо, чтобы в недрах этого конденсата начались термоядерные реакции. А начнутся они тогда, когда этот шар наберет некоторую критическую массу. Потому что в ядре в этой ситуации возникнут такие температура и давление, которые окажутся благоприятными для синтеза.

Но если масса газового шара окажется меньше критической, то ему, увы, о звездной карьере придется забыть. Именно объекты, масса которых ниже критической, и называются бурыми, или коричневыми карликами (О них мы уже писали ранее).

Впервые термин «коричневый карлик» ввела в научный обиход в 1975 году Джилл Тартер. Правда, первое время он особой популярностью не пользовался, но затем прижился.

И хотя существование бурых карликов было доказано еще в середине 60‑х годов прошлого века, однако они присутствовали только в теоретических выкладках ученых. И лишь в 1995 году был открыт первый бурый карлик.

Но благодаря наблюдениям с космического телескопа «Хаббл» стало известно множество самых разных представителей этого типа небесных тел. Ученые узнали о существовании двойных бурых карликов, бурых карликов в «союзе» с планетами и других их форм.

 

 

Бурый карлик у слабой красной звездочки SCR 1845–6357

 

Поскольку бурых карликов достаточно много, они должны находиться и в окрестностях ближайшей к нам Солнечной системы. Но так как объекты эти слабые, то и увидеть их довольно сложно, особенно в том случае, если они одиноки.

В январе 2006 года появилось сообщение об открытии бурого карлика у слабой красной звездочки SCR 1845–6357, которая находится от Земли на расстоянии всего около 13 световых лет. Нет сомнений в том, что должны существовать и более близкие объекты этого типа. Но вопрос только в том: как их обнаружить?

Что же касается механизма образования бурых карликов, то предполагается, что он такой же, как и у немассивных звезд. Но полной ясности в этом вопросе все‑таки нет. Поэтому астрофизики предлагают несколько возможных вариантов.

Наиболее популярными являются следующие три.

В первом варианте образование этих объектов связывают с турбулентностью в межзвездной среде.

В этом случае необходимо, чтобы турбулентные движения, приводящие к появлению первичных звездных облаков, создавали не только массивные дозвездные ядра, но и такие, которых впоследствии могли бы привести к появлению бурых карликов. Согласно теоретическим расчетам, такой вариант возможен, но физика этого явления очень сложна. Поэтому даже современные компьютерные модели не в состоянии учесть все процессы, необходимые для решения этой задачи.

В соответствии со вторым вариантом бурые карлики образуются как вторичный продукт во время формирования более крупных звезд. В этот период в протозвездном ядре появляется окруженный массивным диском центральный конденсат, из которого впоследствии образуется звезда.

И если в этом огромном диске начнут появляться разного рода неустойчивые зоны, то он может развалиться на несколько фрагментов, из которых впоследствии образуются коричневые карлики. Таким путем могут возникнуть, например, карлики, вращающиеся вокруг нормальных звезд.

Наконец, третий вариант предполагает, что в ходе сжатия первичного ядра звезды оно может распасться на несколько фрагментов. А в результате динамического взаимодействия друг с другом какие‑то, скорее всего самые легкие из них могут быть выброшены из звездной системы. И если это случилось до того, как масса выброшенного объекта достигла предела Кумара (0,07 массы Солнца), то образуется бурый карлик.

И хотя механизмы образования коричневых карликов во всех трех случаях разные, тем не менее все эти варианты не исключают друг друга и имеют право на существование. И скорее всего в той или иной мере встречаются в природе. Вопрос только в том, какая доля бурых карликов развивается по тому или иному сценарию?

Кстати, у бурых и белых карликов, несмотря на разные механизмы их появления и развития, есть одна общая особенность: и в тех и в других вещество представлено газом вырожденных электронов, то есть когда эти частицы находятся настолько близко друг от друга, что электроны в атоме вынуждены занимать разные орбиты.

В обоих типах звездных карликов возникает давление вырожденного газа, ограничивающее как дальнейшее сжатие протозвезды, так и рост ее температуры. Впервые эту мысль высказал в 1963 году американский астрофизик Кумар. Впоследствии предельная масса, которой отличаются «активные» звезды от потухших, иногда называется пределом Кумара. Он равен примерно 0,07–0,08 солнечной массы.