Гайд по астрономии. Путешествие к границам безграничного космоса - Уоллер Уильям

В 1930-х годах, вскоре после открытия нейтронов, астрономы впервые выдвинули гипотезу о том, что взорвавшиеся остатки массивных звезд могут существовать как нейтронные звезды. Но только в 1960-х годах им удалось получить убедительные доказательства реального присутствия этих невероятных объектов в космосе. В 1967 году аспирантка Джоселин Белл (позже Белл Бернелл) и ее научный руководитель Энтони Хьюиш впервые заметили странности с радиосигналами, регистрируемыми в Маллардовской радиоастрономической обсерватории в Англии. Что-то в космических безднах вспыхивало и гасло в необычайно регулярном ритме. Последующие наблюдения, проведенные несколькими радиообсерваториями, выявили десятки мерцающих источников радиоизлучения по всей небесной сфере. Эти источники пульсировали с периодичностью от нескольких секунд до нескольких миллисекунд, и хотя изначально их в шутку назвали LGM (от little green men, «маленькие зеленые человечки»), позже они получили более почтенное наименование «пульсары», которое с тех пор за ними и закрепилось.

Астрономы уже знали о пульсирующих звездах, но период их пульсаций занимал от нескольких часов до нескольких дней и даже недель. Ни одна обычная звезда не смогла бы пульсировать с интервалом от секунды до миллисекунды: за несколько таких пульсаций ее просто разорвало бы на куски, причем не смог бы устоять даже белый карлик. Возможно, если бы он вращался, то мог бы испускать излучение по направлению к нам при каждом обороте своего остатка — но для объяснения феномена пульсара требовалось допустить вращение столь стремительное, что гравитация, характерная для белого карлика, не смогла бы удержать его от разрыва. Оставалась лишь модель нейтронной звезды, постулированная еще в 1930-х годах. Такая звезда, масса которой намного превышала массу Солнца, а объем был сравним с объемом сибирского озера Байкал, обладала бы достаточно сильной самогравитацией, чтобы противостоять своему безудержному вращению.

Раскрыть тайну пульсара можно, если немного схитрить и позволить полюсам интенсивного магнитного поля нейтронной звезды немного отклониться от оси ее вращения. Здесь, на Земле, пусть и в меньшей степени, наблюдается столь же асимметричное взаимное расположение соответствующих осей. В таком случае магнитные полюса описывают вокруг осей вращения круги (рис. 13.1). Открытые силовые линии магнитного поля на полюсах обеспечивают выброс электромагнитного излучения, которое проходит сквозь области Галактики подобно лучу маяка, и если Земля случайно оказывается на пути этого луча, то наши радиотелескопы улавливают регулярные пульсации излучения. В итоге астрономы объясняют пульсары как нейтронные звезды, у которых магнитные оси время от времени проходят через наш луч зрения. Поскольку эта модель работает как никакая другая, она получила широкое признание.

Большинство нейтронных звезд не проявляют феномена пульсара, поскольку лучи, испущенные ими с обоих полюсов, не проходят через наш луч зрения. Впрочем, некоторые из этих чрезвычайно малых объектов были обнаружены непосредственно в центрах остатков молодых сверхновых. Все еще неимоверно горячие после имплозии, приведшей к их появлению на свет, новорожденные нейтронные звезды обильно излучают в рентгеновском диапазоне. Остаток сверхновой Кассиопея А — отличный пример нейтронной звезды, которая не является пульсаром. Совсем недавно, в 2017 году, Кассиопея A и ее нейтронная звезда, которым, по нашим наблюдениям, всего 330 лет, были сфотографированы космической рентгеновской обсерваторией «Чандра» (см. chandra.harvard.edu/photo/2017/casa_life/).

Рис. 13.1. Схематический рисунок быстро вращающейся нейтронной звезды, испускающей электромагнитное излучение вдоль своей магнитной оси. Считается, что именно такая конфигурация, для которой характерны значительная плотность, сильная намагниченность и высокая энергия, порождает феномен пульсара. (Материалы любезно предоставлены Roy Smits, Wikipedia Commons.)

Подобно белым карликам, нейтронные звезды могут становиться очень «энергичными», когда находятся в тесной парной связи с другими звездами, более близкими к нормальным. Подобно тяготению белого карлика, мощная гравитация нейтронной звезды поглощает внешнюю атмосферу звезды-спутника. Только в данном случае риск намного выше, поскольку нейтронная звезда, в сравнении с белым карликом, обладает поверхностной гравитацией, которая больше в 300 000 раз. В итоге происходят взрывы такой силы, что они могут объяснить ряд наиболее колоссальных выбросов энергии, случившихся в космосе. Эти самые экстремальные из так называемых катаклизмических переменных излучают свои тревожные сигналы как в рентгеновском, так и в гамма-диапазоне.

Черные дыры

Общее определение черной дыры — это область в пространстве, из которой не может вырваться ничто, даже свет. Другими словами, чтобы выбраться из нее, пришлось бы двигаться быстрее скорости света. Считается, что такие скорости физически невозможны.

Черной дырой может стать любой материальный сгусток. Самое сложное — это сжать его настолько сильно, чтобы все его вещество уместилось в пределах горизонта событий черной дыры, где гравитационная энергия едва способна сдержать кинетическую энергию любого фотона. У невращающейся черной дыры горизонт событий соответствует гравитационному радиусу, или радиусу Шварцшильда (RS), который можно выразить в виде формулы: RS = (2 ∙ G ∙ M) / c2,

где M — масса сгустка, G — гравитационная постоянная, или постоянная Ньютона, а c — скорость света. Если бы вы захотели превратить Землю в черную дыру, вам пришлось бы сжимать ее до тех пор, пока она не поместилась бы в сфере, радиус которой равнялся бы девяти миллиметрам — это радиус небольшого шарика. Совершить нечто подобное вам не позволят прочные электрохимические связи, характерные для каменистых недр нашей планеты. Для Солнца радиус Шварцшильда — три километра. Но наша звезда никогда его не достигнет, поскольку максимальный предел, до которого она может сжаться, став при этом белым карликом, совпадает с размерами Земли, а на то, чтобы коллапс продолжился, у нее просто не хватит массы.

Черные дыры звездной массы

Бездействующие ядра звезд с массой от 3 до 30 M⊙ могут сжаться еще сильнее, чем у белого карлика и нейтронной звезды, и превратиться в черные дыры. Так происходит потому, что вырожденные электроны в белом карлике и вырожденные нейтроны в нейтронной звезде не могут создать достаточное давление, способное противостоять сокрушительной гравитации этих более массивных ядер. Считается, что бездействующие ядра белого карлика и нейтронной звезды, миновав соответствующие им радиусы Шварцшильда (от 9 до 30 км), взрываются вовнутрь и исчезают внутри своих горизонтов событий. О том, что происходит внутри горизонта событий, можно только догадываться. Достигает ли материя, взорвавшаяся вовнутрь, гравитационной сингулярности, когда вся масса содержится в нулевом объеме? Это бессмысленное состояние подразумевало бы бесконечную плотность, которую большинство физиков открыто осуждают. Возможно, если мы допустим, что внутри горизонта событий сильно искривляется пространство-время, эту дилемму можно будет обсуждать. Физики говорят, что, несмотря на любые события, могущие происходить в этой «зоне полной неизвестности», у черной дыры все равно проявятся масса, заряд (если он будет) и угловой момент. В частности, именно первая характеристика из перечисленных позволяет астрономам с уверенностью делать предположения о присутствии в космосе черных дыр звездной массы.

Посмотрим, что покажет спектр звезды, которая некогда была нормальной. Если на спектральных линиях поглощения видны периодические доплеровские смещения, заметные в изменении длины волны, астрономы могут сделать вывод, что звезда входит в двойную систему наравне со своим невидимым спутником. И если предполагаемая динамическая масса этого спутника превышает 3 M⊙, то перед нами, скорее всего, черная дыра звездной массы.