Эволюция звезд

     Этот  качественный анализ иллюстрирует, с  одной стороны, необходимость существования  зависимости масса — радиус для  белых карликов и ее характер (т. е. то, что радиус тем меньше, чем  больше масса), а, с другой стороны, обосновывает существование предельной массы, что является следствием с неизбежностью наступающего релятивистского вырождения.

     Вещество  недр белых карликов отличается высокой  прозрачностью и теплопроводностью. Хорошая прозрачность этого вещества опять-таки объясняется принципом  Паули. Ведь поглощение света в веществе связано с изменением состояния электронов, обусловленном их переходами с одной орбиты на другую. Но если подавляющее большинство «орбит» (или «траекторий») в вырожденном газе «занято», то такие переходы весьма затруднены. Только очень немногие, особенно быстрые электроны в плазме белого карлика могут поглощать кванты излучения. Теплопроводность вырожденного газа велика — тому примером служат обыкновенные металлы. По причине очень высоких прозрачности и теплопроводности в веществе белого карлика не могут возникать большие перепады температуры. Почти весь перепад температуры, если двигаться от поверхности белого карлика к его центру, происходит в очень тонком, наружном слое вещества, который находится в невырожденном состоянии. В этом слое, толщина которого порядка 1% от радиуса, температура возрастает от нескольких тысяч кельвинов на поверхности примерно до десяти миллионов кельвинов, а затем вплоть до центра звезды почти не меняется.

     Белые карлики хотя и слабо, но все-таки излучают. Что является источником энергии этого излучения? Как уже подчеркивалось выше, водорода, основного ядерного горючего, в недрах белых карликов практически нет. Он почти весь выгорел на стадиях эволюции звезды, предшествовавших стадии белого карлика. Но, с другой стороны, спектроскопические наблюдения с очевидностью указывают на то, что в самых наружных слоях белых карликов водород имеется. Он либо не успел выгореть, либо (что более вероятно) попал туда из межзвездной среды. Не исключено, что источником энергии белых карликов могут быть водородные ядерные реакции, происходящие в очень тонком сферическом слое на границе плотного вырожденного вещества их недр и атмосферы. Кроме того, белые карлики могут поддерживать довольно высокую температуру своей поверхности путем обычной теплопроводности. Это означает, что не имеющие источников энергии белые карлики остывают, излучая за счет запасов своего тепла. А эти запасы весьма солидны. Так как движения электронов в веществе белых карликов обусловлены явлением вырождения, запас тепла в их недрах содержится в ядрах и ионизованных атомах. Полагая, что вещество белых карликов состоит в основном из гелия (атомный вес равен 4), легко найти количество тепловой энергии, содержащейся в белом карлике:

                                                                 E

где — масса атома водорода, — постоянная Больцмана. Время охлаждения бело-

го карлика можно оценить, поделив E на его светимость L. Оно оказывается порядка

нескольких  сотен миллионов лет.

      На  рис. 15 для ряда белых карликов приведена эмпирическая зависимость светимости от поверхностной температуры.

Рис. 15. Эмпирическая зависимость светимости белых карликов от их температуры. 

Прямые  линии суть геометрические места  постоянных радиусов. Последние выражены в долях солнечного радиуса. Похоже на то, что эмпирические точки хорошо укладываются вдоль этих прямых. Это  означает, что наблюдаемые белые карлики находятся на разных стадиях остывания.

      В последние годы для десятка белых  карликов было обнаружено сильное расщепление спектральных линий поглощения, обусловленное эффектом Зеемана. Из величины расщепления следует, что напряженность магнитного поля на поверхности этих звезд достигает огромного значения порядка десяти миллионов эрстед (единица напряженности магнитного поля в СГС (сантиметр-грамм-секунда) системе единиц). Столь большое значение магнитного поля, по-видимому, объясняется условиями образования белых карликов. Например, если предположить, что без существенной потери массы звезда сжимается, можно ожидать, что магнитный поток (т. е. произведение площади поверхности звезды на напряженность магнитного поля) сохраняет свое значение. Отсюда следует, что напряженность магнитного поля по мере сжатия звезды будет расти обратно пропорционально квадрату ее радиуса. Следовательно, она может вырасти в сотни тысяч раз. Этот механизм увеличения магнитного поля особенно важен для нейтронных звезд. 
 

Нейтронные  звезды.

     Нейтронные  звезды – компактные астрофизические объекты с массами около 1,4 массы Солнца и радиусами около 10 км, образующиеся из массивных звезд после вспышки сверхновой. Нейтронные звезды состоят в основном из нейтронов. Нейтронные звезды являются одними из самых интересных астрофизических объектов с физической точки зрения. Для них характерны такие явления и свойства как: сверхтекучесть, сверхпроводимость, сверхсильные магнитные поля, излучение нейтрино, эффекты специальной и общей теории относительности. В недрах нейтронных звезд могут существовать экзотические формы материи (конденсаты различных элементарных частиц, кварковое вещество).

     Если  первоначальная масса ядра звезды превосходила ~ 1,2M , но была меньше ~ 2,4M , то после исчерпания существенной части ядерного горючего произойдет катастрофа. Внутренние слои звезды под влиянием силы тяготения, которой уже не может противодействовать газовое давление, обрушатся к центру звезды. Почти одновременно с этим наружные слои звезды в результате взрыва будут выброшены с огромной скоростью порядка 10000 км/с. Это явление будет наблюдаться как вспышка сверхновой. Падая со скоростью свободного падения, за какие-нибудь несколько секунд внутренние слои звезды сожмутся в сотню тысяч раз. При этом объем звезды уменьшится в 10 раз, ее средняя плотность во столько же раз увеличится и превзойдет ядерную, а линейные размеры станут всего лишь порядка 10 км. Достигнув таких размеров и такой плотности, звезда застабилизируется и ее дальнейшее сжатие практически прекратится. Опять образуется равновесная конфигурация, но уже в условиях, качественно отличных от равновесия «обычной» звезды. Физические свойства такого сверхплотного вещества, давление которого уравновешивает силу гравитационного притяжения «сколлопсировавшей» звезды, весьма необычны. Во многом они сходны со свойствами вещества атомного ядра, представляющего собой смесь сильно взаимодействующих протонов и нейтронов. Такой объект подобен макроскопической «ядерной капле». Отличие этого агрегата от ядерного вещества состоит главным образом в том, что для сколлапсировавшей звезды по причине ее большой массы фундаментальное значение имеет гравитационное взаимодействие ее элементов, между тем как для ничтожных по своей массе ядер гравитация несущественна. Вполне понятно, почему звезду, образовавшуюся в результате гравитационного коллапса, теоретики уже давно, еще в тридцатых годах нашего столетия, назвали «нейтронной».

     Итак, взрывы сверхновых звезд сопровождаются образованием нейтронных звезд –  качественно нового типа космических  объектов, существование которых  было давно предсказано теоретиками.

     Нейтронные  звезды были открыты теоретиками «на кончике пера» за треть столетия до того, как их реально обнаружили астрономы. А в XX веке треть столетия — это очень большой срок! Причина такого запоздания в открытии нейтронных звезд вполне понятна: их, как это сразу же стало ясно, очень трудно обнаружить астрономическими наблюдениями. Если размер космического тела всего лишь 10 км, то даже при расстоянии до него, равном расстоянию до ближайших звезд (~10 световых лет), его нельзя обнаружить, пользуясь самыми мощными телескопами. В самом деле, если температура поверхности такого тела (моделирующего нейтронную звезду) такая же, как на поверхности Солнца, т. е. 6000 , то абсолютная звездная величина его ~ 30 , а видимая звездная величина будет всего лишь 27 . Между тем предельная звездная величина слабейших астрономических объектов, доступных крупнейшим современным оптическим телескопам, составляет около 24 . Если поверхность нейтронной звезды будет так же горяча, как у самых горячих из известных оптической астрономии звезд (~100 000 ), то она все равно не сможет быть обнаружена. И это даже тогда, когда предполагаемое расстояние до нейтронной звезды так неправдоподобно мало! В действительности расстояния до ближайших нейтронных звезд, скорее всего, порядка  нескольких десятков световых лет. Отсюда ясно, что все попытки обнаружить нейтронные звезды оптическими методами должны были быть обречены на неудачу.

     Начиная с 1964 г., однако, ситуация с возможностью наблюдений нейтронных звезд, казалось бы, резко изменилась. Возникновение рентгеновской астрономии ознаменовало собой новый этап в многолетних поисках возможностей обнаружить нейтронные звезды и тем самым доказать реальность их существования. Здесь мы только заметим, что уже сразу же после открытия первых космических источников рентгеновского излучения возникло подозрение, что это и есть долгожданные нейтронные звезды. На первый взгляд, для такого предположения были вполне достаточные основания. В самом деле, только что образовавшаяся в результате гравитационного коллапса нейтронная звезда должна иметь исключительно высокую температуру, порядка нескольких миллиардов градусов. Допустим, для простоты расчетов, что температура поверхности такой звезды равна одному миллиарду градусов. Согласно закону Стефана — Больцмана единица поверхности такого объекта (т. е. 1 см ) будет излучать в рентгеновском диапазоне чудовищную мощность , а вся сверхгорячая нейтронная звезда будет излучать мощность , где R=10 — радиус нейтронной звезды.                                                   

       Величина L непомерно велика: достаточно  сказать, что вся наша звездная  система – Галактика, состоящая  из сотни миллиардов разнообразнейших  звезд, излучает во всем спектральном  диапазоне только ~10 . Если бы даже температура T была равна 10 градусам (это довольно умеренная оценка температуры «новорожденной» нейтронной звезды), то L была бы ~ 10 , что также представляет собой очень большую величину. Максимум излучения в этом случае приходился бы на энергию рентгеновских квантов. В этом более мягком диапазоне энергий рентгеновских квантов как раз и работает большинство существующих приемников космической рентгеновской радиации. Допустим теперь, что такая горячая нейтронная звезда находится на противоположном краю нашей Галактики, скажем, на расстоянии ~ 60 000 световых лет, или . Тогда поток рентгеновского излучения от нее будет , а это в сотню раз больше потока рентгеновского излучения от самого яркого источника Скорпион Х-1. Между тем техника современной рентгеновской астрономии позволяет измерять потоки в несколько миллионов раз более слабые.

     Казалось  бы, все хорошо! Тем более, что  и спектр у ряда рентгеновских  источников вполне можно было истолковать как спектр нагретого до температуры в несколько десятков миллионов кельвинов «черного» тела. На какой-то миг создалось впечатление, что таинственные нейтронные звезды — гордость теоретической мысли XX века — наконец-то обнаружены. Увы, природа и на этот раз оказалась намного сложнее и богаче, чем примитивные представления о ней, бытовавшие в умах большого количества ученых. Расчеты показали, и при том со всей убедительностью, что первоначально горячие нейтронные звезды остывают катастрофически быстро. Расчеты показывают, что уже спустя примерно месяц после рождения нейтронной звезды температура ее поверхности станет ниже 10 градусов. На самом деле остывание нейтронной звезды может происходить еще быстрее, потому что вещество нейтронной звезды, по-видимому, находится в сверхтекучем состоянии. Итак, новорожденные нейтронные звезды остывают слишком быстро, чтобы их можно было отождествлять с рентгеновскими источниками.

     И опять, подобно сказочной синей  птице нейтронные звезды — «живые»  нейтронные звезды, а не их бледные математические отражения, рисуемые пером теоретиков,- буквально выскользнули из рук! И вдруг случилось нечто совершенно неожиданное: нейтронные звезды были обнаружены! Обнаружены совсем не там, где их искали и совсем не теми, кто их искал. В феврале 1968 г. на страницах солиднейшего научного журнала «Nature» подобно грому среди ясного неба появилась статья известного английского радиоастронома Хьюиша и его сотрудников, возвестившая об открытии пульсаров. Стоит более подробно рассказать, как было сделано это едва ли не величайшее открытие в астрономии XX века.

     Начиная с 1964 г. в знаменитой Кавендишской лаборатории  Кембриджского университета проводились  наблюдения сцинтилляций (т. е. быстрых, неправильных вариаций) потока радиоизлучения от космических источников, возникающих при прохождении этого излучения через неоднородности плазмы внешней короны Солнца и прилегающих к ней областей межпланетной среды. Такие сцинтилляции возникают из-за нерегулярной дифракции радиоволн на указанных неоднородностях. Сцинтилляции могли наблюдаться только тогда, когда угловые размеры источников радиоизлучения были очень малы, меньше 0,5 секунды дуги. Это явление имеет хорошо всем известный оптический аналог: мерцание звезд в атмосфере. Известно также, что планеты не подвержены таким мерцаниям и светят «спокойным» светом, не меняя за короткое время свой блеск. Последнее обстоятельство объясняется тем, что угловые размеры планет довольно велики, порядка десятков секунд дуги, между тем как у звезд они исчезающе малы. Как было сказано выше, аналогичная картина наблюдается и в радиодиапазоне. Радиосцинтилляциям подвержены в первую очередь квазары — весьма удаленные от нас метагалактические объекты, угловые размеры которых достигают тысячных долей секунды дуги. Квазары были открыты за год до этого и занимали тогда умы большого количества астрономов. Хьюиш решил использовать метод сцинтилляции, чтобы иметь возможность выделить квазары среди других наблюдаемых космических источников радиоизлучения. По его проекту для этой цели в Кембридже был изготовлен весьма большой по тем временам радиотелескоп размером в одну милю, работающий на волне 3,7 м. Надо сказать, что хотя этот телескоп и очень большой, но все же довольно грубый, что объясняется большой длиной волны, на которую он был рассчитан. Кроме того, он неподвижен и принимает радиоизлучение от источников тогда, когда они проходят через меридиан. Путем простой перестройки электрической схемы без механического перемещения его элементов радиотелескоп мог направляться на разные зенитные расстояния, что позволяло исследовать источники с разными склонениями. Любопытно, что этот радиотелескоп был сооружен всего за несколько месяцев, причем строили его в основном студенты Кембриджского университета под наблюдением весьма немногочисленных инженеров. Все сооружение обошлось в 10 000 фунтов стерлингов, что, пожалуй, является мировым рекордом и соответствует лучшим традициям Кавендишской лаборатории, где когда-то трудились и делали свои выдающиеся открытия Фарадей и Резерфорд.