Главная | Случайная
Обратная связь

ТОР 5 статей:

Методические подходы к анализу финансового состояния предприятия

Проблема периодизации русской литературы ХХ века. Краткая характеристика второй половины ХХ века

Ценовые и неценовые факторы

Характеристика шлифовальных кругов и ее маркировка

Служебные части речи. Предлог. Союз. Частицы

КАТЕГОРИИ:






РЕНТГЕНОВСКИЕ ЛУЧИ И РАДИОВОЛНЫ




 

Конечно, если бы ученые могли вести свои наблюдения за пределами земной атмосферы, все было бы по-другому.

Единственный путь выйти за атмосферу — применить ракету. Об этом выходе говорил Ньютон еще в 1687 г. Однако между осознанием и возможностью применить ракеты в практических целях лежала «дистанция огромного размера».

И все же это время пришло. Во время второй мировой войны немцы быстро продвигались вперед в деле использования ракет-носителей благодаря работам Вернера фон Брауна (1912–1977). Они намеревались использовать их как боевое оружие и преуспели бы в этом, но, к счастью для союзников, было уже слишком поздно. Немцам не хватило времени, чтобы развернуть их в достаточном количестве и отдалить свое поражение.

После войны, однако, и Соединенные Штаты и Советский Союз продолжили ракетные исследования, начав с того, на чем остановились немцы. В 1949 г. Соединенным Штатам удалось послать ракеты достаточно высоко, заставив их выйти за пределы атмосферы, а в 1957 г. Советский Союз с помощью ракеты-носителя вывел объект на околоземную орбиту.

Теперь появилась возможность работать с рентгеновскими лучами, поступающими прямо из космоса, и сразу же мог быть решен ряд проблем.

Например, спектр солнечной короны (его внешней атмосферы) обладал спектральными линиями, неотождествимыми с линиями известных элементов. Некоторые подумывали даже о том, что в солнечной короне существует неизвестный прежде элемент — «корониум».

Напротив, шведский физик Бенгт Эдлен (р. 1906) держался мнения, что названные линии — это атомы известных элементов, только находящихся в необычных состояниях: ведь солнечная корона имеет температуру 1 000 000 °C или выше.

Как же проверить, существует корониум или нет? Если Эдлен был прав, то сверхгорячая солнечная корона должна в изобилии посылать рентгеновские лучи, но в 1940 г. еще не было метода обнаружения этих лучей, даже если они и существовали.

С появлением ракет положение изменилось. В 1958 г. американский астроном Герберт Фридман использовал пуски шести ракет, которые поднимались высоко над атмосферой и были способны обнаружить рентгеновские лучи Солнца, если б таковые существовали. В самом деле, эти лучи были обнаружены, солнечная корона имела температуру, предсказанную Эдленом, спектральные линии были линиями обычных элементов, находившихся в очень необычных условиях, а корониума не существовало.

Однако излучение Солнцем рентгеновских лучей преувеличено. Эти рентгеновские лучи легко получить лишь потому, что Солнце расположено к нам очень близко. Даже самые близкие к нам звезды, звезды системы Альфы Центавра, находятся в 270 000 раз дальше, чем Солнце. Если бы интенсивность рентгеновского излучения одной из звезд системы Альфы Центавра равнялась солнечной, то дошедший до нас ее рентгеновский луч составил бы 1/70 000 000 000 долю энергии аналогичного луча Солнца и мы попросту не смогли бы его заметить. Рентгеновские лучи от звезд, ушедших еще дальше, имеют еще меньшую вероятность быть обнаруженными.

Отсюда следует, что если Вселенная состоит только из звезд, подобных Солнцу, то очень сомнительно, что теми видами регистрирующих систем, какими мы сегодня располагаем, могли бы обнаружить какой-то иной источник рентгеновского излучения, кроме нашего Солнца. Но, с другой стороны, если бы существовали какие-то особые звезды с рентгеновским излучением огромной интенсивности (какими, например, могли быть нейтронные звезды), то их бы обнаружили.

Теперь было чрезвычайно важно определить, какие рентгеновские источники, если таковые вообще существуют, могли быть в небе: ведь каждый такой источник означал возможность какого-то сюрприза.

В 1963 г. Фридман обнаруживает внесолнечный источник рентгеновского излучения, и в последующие годы открывается множество других подобных источников. В 1969 г., например, был запущен спутник Земли, который был специально предназначен для обнаружения рентгеновских источников. Он был запущен с побережья Кении в пятую годовщину провозглашения ее независимости и был назван «Ухуру», что на языке суахили означает «свобода». Спутник зарегистрировал 161 источник рентгеновского излучения, половина — за пределами нашей Галактики.

Это было одно из открытий, благодаря которым в 60-х годах астрономы начали осознавать, что Вселенная гораздо более неспокойное место, чем было принято думать. Кажущееся спокойствие и безмятежность ночного неба были обманчивы.

Одним из источников рентгеновского излучения в небе была Крабовидная туманность.

Для астрономов это не явилось неожиданностью. Если бы им пришлось выбирать точку неба, в которой можно обнаружить рентгеновское излучение, все до одного, несомненно, выбрали бы Крабовидную туманность. Во-первых, это был явный результат взрыва сверхновой — самого катастрофического события, могущего произойти со звездой. Во-вторых, взрыв этот был относительно близким и относительно недавним. Кроме того, огромное возмущение и быстрое расширение туманности были явным предвестником тех высоких температур, которые могли порождать рентгеновские лучи.

В сущности, там были два возможных источника рентгеновского излучения. Одним был быстро расширяющийся объем газа и пыли, составляющий собственно туманность, другим — маленькая горячая звезда в центре, остаток взрыва, который мог быть нейтронной звездой.

В 1964 г. Луна в своем движении по небу должна была пересечь Крабовидную туманность. Мало-помалу она должна была надвигаться на туманность.

Если рентгеновские лучи брали свое начало от горячих вихревых газов самой туманности, то по мере ее затмения Луной интенсивность их излучения снижалась бы постепенно, шаг за шагом. Если рентгеновские лучи в целом исходили из центра предполагаемой нейтронной звезды, то интенсивность излучения должна была ослабевать по мере того, как Луна заслоняла собой туманность, затем резко упасть в момент, когда она скроет маленькую звезду, и продолжить медленное ослабление по мере затмения остальной части туманности.

Когда подошло время затмения, была запущена ракета для регистрации рентгеновских лучей, но из полученной информации оказалось, что сила излучения снижалась равномерно. Никаких признаков внезапного падения. Надежды обнаружить нейтронную звезду не осталось. И все же не окончательно. Тот факт, что и центральная звезда, и окружающее ее газовое облако могли в равной мере служить рентгеновским источником, говорил о возможности перепутать две вещи. Если б только удалось найти что-нибудь, что могло бы характеризовать саму звезду, а не окружающие ее газы, загадка могла быть разрешена.

Но чем могло быть это «что-нибудь»? Ответ пришел, и совсем неожиданно.

Рентгеновские и гамма-лучи составляют высокоэнергетическую часть электромагнитного спектра. На другом его конце, конце низкой энергии, находятся радиоволны.

Радиоволны, в сущности, проницают атмосферу не более, чем рентгеновские лучи. Что касается радиоволн, то проблема здесь в верхнем слое атмосферы, богатом электрически заряженными частицами, — ионосфере. Ионосфера стремится отражать радиоволны так, что те из них, которые исходят от Земли и направлены вверх от нее, отражаются обратно на Землю. Равным образом радиоволны, поступающие от астрономических объектов, отражаются ионосферой в космос и никогда не попадают на земную поверхность.

Однако дело обстоит иначе с диапазоном самых коротких радиоволн — микроволи. Длина микроволн очень коротка сравнительно с радиоволнами («микро» по-гречески означает «короткий»), но она значительно больше, чем длина обычных световых волн или даже длина излучения в инфракрасном диапазоне.

Это сводится к тому, что в электромагнитном спектре есть две области, излучение в которых может, с небольшими потерями, проходить сквозь земную атмосферу. Первая — это видимая область света, вторая — микроволновый диапазон, причем последний значительно шире.

Мы знаем о существовании «окна света» с тех пор, как сами существуем, так как у нас есть глаза, способные чувствовать свет, и мы видим Солнце, Луну, планеты, звезды. Но микроволновое «окно» мы не можем обнаружить никаким естественным органом чувств, и мы стали понимать это только последние полвека.

Микроволновое «окно» было открыто совсем случайно американским радиоинженером Карлом Янским (1905–1950). Работая в компании «Белл Телефон», он пытался засечь постоянный источник помех, который примешивался к радиоприему. Приемное устройство Янского все время отмечало какое-то шипение, приходящее с неба. Казалось сначала, что это действие микроволн, приходящих от Солнца, но с течением времени источник шума удалялся все дальше от Солнца, и к 1932 г. Янский обнаружил, что источник этот находится в созвездии Стрельца. Теперь мы знаем, что сигналы эти приходили из центра Галактики.

Профессиональные астрономы не могли тотчас же последовать за открытием Янского, потому что в то время еще не было хорошо разработанных методов для обнаружения микроволн. Но один из радиолюбителей-энтузиастов — Грот Ребер (р. 1911), прослышав о сообщении Янского, соорудил в 1937 г. параболический детектор-антенну прямо у себя во дворе. (В то время ему было шестнадцать лет). Это был первый радиотелескоп, и с его помощью Ребер прочесывал небо в поисках отдельных радиоисточников. Так он сделал первую радиокарту неба.

Примерно в то же время шотландский физик Роберт Уатсон-Уатт (1892–1973) в числе других совершенствовал метод определения направления и расстояния невидимых объектов с использованием пучка микроволн. Микроволны должны были отражаться от объекта, и это отражение можно зарегистрировать. Направление, из которого пришли отраженные микроволны, указывало направление, в котором находился объект, а интервал времени между посылкой микроволнового луча и регистрацией его отражения давал расстояние до него. Этот метод получил название радара.

Во время второй мировой войны радар оказался неоценимым средством, и ко дню окончания войны была наработана солидная техника посылки и приема микроволн. Это означало, что после войны астрономы могли детально изучать и анализировать микроволновое излучение отдаленных звездных скоплений. Все лучше и лучше строились радиотелескопы, и все больше делалось поразительных, большей частью неожиданных, открытий. Произошла настоящая астрономическая революция, которую по своему значению можно сравнить лишь с той, что пришла с изобретением телескопа три с половиной века назад.

 

ПУЛЬСАРЫ

 

В 1964 г. астрономы стали замечать, что радиоисточники не обязательно бывают постоянными, во всяком случае, не более постоянными, чем источники света. Световые волны в зависимости от температуры в разной степени преломляются атмосферой. Так как атмосфера включает области с разными температурами, а температуры эти меняются во времени, то слабый свет, излучаемый звездами, искривляется в ту или другую сторону, направление света все время чуть-чуть меняется и кажется, что звезда «мерцает». Радиоволны точно так же произвольно отклоняются заряженными частицами атмосферы, и кажется, что они тоже «мерцают».

Чтобы исследовать это быстрое мигание, или мерцание, необходимо было иметь специально сконструированные телескопы; один из них изобрел английский астроном Энтони Хьюиш (р. 1924). Телескоп состоял из 2048 отдельных приемных устройств, раскинувшихся на площади 18 000 м2.

В июле 1967 г. радиотелескоп Хьюиша начал «прочесывать» небо с целью обнаружения и изучения мерцающих радиоисточников. За пультом была его студентка, английский радиоастроном Сьюзен Джоселина Белл (р. 1943).

В августе Сьюзен заметила что-то необычное. Отмечалось отчетливое мерцание одного источника между Вегой и Альтаиром, которое наблюдалось в полночь, когда обычно мерцания почти не было. Более того, мерцание это, казалось, приближалось и удалялось. Она обратила на это внимание Хьюиша, и к ноябрю стало ясно, что над этим стоило призадуматься.

Радиотелескоп был приспособлен для производства ускоренной записи, и оказалось, что на мерцание накладывались периодические вспышки радиации, которые были очень короткими, продолжаясь не более 1/20 доли секунды. Вот, оказывается, почему мерцание приближалось и удалялось. Пока источник не прослушивался очень тщательно, вплотную, инструмент, «ощупывающий» его, пропускал тот момент, когда приходила вспышка радиации, но обычно попадал в интервалах между вспышками.

Вспышки радиации продолжались, и было обнаружено, что они являлись через короткие и очень регулярные интервалы. Интервалы между вспышками равнялись 1 1/3 секунды, или, уточняя до восьмого десятичного знака, вспышки приходили с интервалом 1,33730109 с.

В небе до сих пор не наблюдалось ничего, что происходило бы так регулярно и с такими краткими интервалами. Чем бы ни было вызвано это явление, оно было беспрецедентным! По-видимому, это было что-то циклическое. Это, видимо, был астрономический объект, который обращался вокруг другого, или вращался вокруг своей оси, или пульсировал и по какой-то причине порождал вспышку микроволн при каждом обращении, или обороте, или пульсации.

Пульсация показалась сначала лучшим объяснением, и Хьюиш назвал это «пульсирующей звездой» (Pulsating Sourses of Radioemission); это название очень скоро сократилось и превратилось в «пульсар».

Теперь, когда Хьюиш знал, как пульсары излучают свои микроволны, эти объекты стало легко обнаруживать. Каждый импульс производил достаточно сильную вспышку микроволн. Трудность, однако, заключалась в том, что обычные радиотелескопы не могли уловить величину отдельной вспышки, а только среднюю величину излучения за какой-то период времени. Если вспышки усреднялись с состоянием покоя межвспышечных периодов, то уровень микроволновой интенсивности составлял лишь одну двадцать седьмую часть пика вспышки, а эта средняя величина недостаточно высока, чтобы быть особенно заметной.

Радиотелескоп Хьюиша мог регистрировать вспышки, и он начал «прочесывать» небо в поисках других излучений того же рода. К февралю 1968 г. было открыто еще три пульсара, и Хьюиш счел себе вправе сообщить о своем открытии.

Многие тут же включились в поиски, и скоро было обнаружено еще пять пульсаров. К началу 80-х годов уже было отождествлено около четырехсот пульсаров.

Один из пульсаров был открыт в октябре 1968 г. там, где всегда можно было наткнуться на что-то неожиданное, — в Крабовидной туманности. Оказалось, что он имеет гораздо более частую пульсацию, чем первый найденный. Его период всего 0,033099 с, другими словами, микроволновые вспышки возникают 30 раз в секунду. Другой пульсар позднее был обнаружен в центре туманности Гама.

Путаницы здесь уже не было. Если бы речь шла о постоянном излучении, будь то рентгеновские лучи или радиоволны, то было бы очень непросто отличить излучение, идущее от центральной звезды, от той ее части, которая исходит от туманности. Но очень быстрая и регулярная пульсация могла быть запеленгована точно, поскольку поступала она из одной точки, а не из целого пространства. И эта одна точка в Крабовидной туманности совпадала с центральной звездой, как совпадала она с центральной звездой и в туманности Гама.

Возникла мысль, что точно так же, как центральная звезда планетарной туманности — белый карлик, центральная звезда остатка сверхновой — пульсар. Иначе говоря, звезда, которая, взрываясь, становится сверхновой, коллапсирует в пульсар.

Но что такое пульсар?

Краткий период микроволновых импульсов показывает, что пульсар может пульсировать, вращаться или обращаться в течение каких-то секунд, иногда даже маленькой доли секунды. Ни одно тело не способно выдержать столь быстрые циклические изменения любого рода, если только оно не очень мало и не имеет очень сильного гравитационного поля, чтобы удержать его от разрушения в результате инерционных нагрузок от такого быстрого вращения.

Единственный известный объект, и малый по размеру, и с очень сильным собственным гравитационным полем, — это белый карлик, но даже и он недостаточно мал, а его гравитация недостаточно сильна для этого. Не оставалось ничего другого, как предположить, что пульсаром была нейтронная звезда. По крайней мере, у нее и размеры незначительные, и достаточно сильное гравитационное поле, непохоже, чтобы нейтронная звезда с ее неимоверно мощным гравитационным полем могла пульсировать. Не могла она в доли секунды и обращаться вокруг любого другого объекта (даже другой нейтронной звезды). Все же, за исключением всего прочего, оставалось одно, и это одно было: вращающаяся нейтронная звезда. Теоретически нейтронная звезда могла вращаться не только 30 раз в секунду, как это делает пульсар Крабовидной туманности, но даже тысячу и более раз в секунду. В ноябре 1982 г. был обнаружен пульсар, который посылал вспышки микроволн 640 раз в секунду, поэтому, судя по всему, он являлся нейтронной звездой, совершающей оборот вокруг своей оси немногим более чем за 1/1000 часть секунды. Его назвали «миллисекундным пульсаром».

Но почему вращающаяся нейтронная звезда должна обязательно посылать микроволновые вспышки?

Некоторые астрономы, в том числе Томас Голд (р. 1920), австриец по происхождению, занялись изучением этой проблемы. Они считали, что такая чрезвычайно уплотненная звезда должна иметь очень мощное магнитное поле и магнитные силовые линии должны как бы закручиваться спирально вокруг быстро крутящейся нейтронной звезды.

Учитывая чрезвычайно высокую температуру нейтронной звезды, она, по-видимому, должна испускать быстрые электроны, единственные объекты, движущиеся достаточно быстро, чтобы оторваться от звездной поверхности вопреки сильной гравитации. Поскольку электроны имеют электрический заряд, они будут улавливаться магнитными силовыми линиями, и единственное место, откуда они могут вырваться на волю, — это магнитные полюса нейтронной звезды. Эти магнитные полюса должны находиться на противоположных сторонах звезды, но не обязательно на полюсах вращения. (Магнитные полюса Земли, например, довольно далеки от ее полюсов вращения).

Когда электроны удаляются от нейтронной звезды, следуя круто изогнутой траектории, обусловленной магнитными силовыми линиями, они теряют энергию в виде россыпи радиации, в частности россыпи микроволн. При вращении нейтронной звезды один или же оба магнитных полюса пересекают луч «земного зрения», и мы получаем всплеск микроволн всякий раз, как это случается. Так пульсирует нейтронная звезда. Чем быстрее вращение, тем чаще пульсирование.

Так как возникающая радиация по мере потери ускользающими электронами своей энергии должна присутствовать на всей длине электромагнитного спектра, мы должны получать от вращающейся нейтронной звезды импульсы света, а также импульсы микроволн.

Однако свет пульсара в центре Крабовидной туманности кажется нам совершенно ровным. И это так, поскольку пульсар мерцает 30 раз в секунду; мы просто не можем воспринимать его иначе, подобно тому как на киноэкране мы видим движущееся изображение, хотя на самом деле на экран проецируется последовательность стоп-кадров со скоростью шестнадцать кадров в секунду.

В январе 1969 г., спустя три месяца после того, как впервые был обнаружен пульсар Крабовидной туманности, его свет был исследован методом стробоскопии, т. е. свет этот пропускали через щель, которая была открыта в течение всего одной тридцатой доли секунды. Когда это было сделано и звезда сфотографирована через очень краткие интервалы времени, обнаружилось, что у нее есть короткие интервалы света и такие же короткие интервалы темноты. Вспыхивая и потухая, звезда мерцала 30 раз в секунду. Это был «оптический пульсар».

Голд подчеркивал, что если отождествление пульсара с вращающейся нейтронной звездой правильно, то тогда эти нейтронные звезды медленно, но верно теряют свою энергию и скорость их вращения должна очень медленно, но неуклонно снижаться. Вспышка радиации должна приходить со все более длительной задержкой.

Когда 900 лет назад во время взрыва сверхновой образовалась Крабовидная туманность, она, по-видимому, вращалась в своих осях со скоростью 1000 оборотов в секунду. Она быстро теряла энергию, и за 900 лет существования, наверное, более 97 % ее было унесено в пространство. Эта утечка происходила до тех пор, пока она не стала кружиться со скоростью 30 оборотов в секунду. Период вращения должен со временем увеличиться еще больше, хотя, безусловно, это увеличение будет все более и более медленным.

Для проверки предположения Голда был тщательно измерен период вращения пульсара Крабовидной туманности, и оказалось, что его вращение действительно замедляется. Интервал между импульсами удлиняется каждый день на 34–48 миллиардных долей секунды, и при этой скорости вращения указанный интервал удвоится за 1200 лет.

Тот же феномен наблюдался и у других пульсаров, где период вращения оказался более долгим, чем у пульсара Крабовидной туманности, и где степень замедления поэтому тоже оказалась более медленной. Первый из открытых пульсаров, период вращения которого в 40 раз дольше, чем у пульсара Крабовидной туманности, замедляет свое вращение со скоростью, которая удвоит этот период по прошествии 16 млн. лет.

По мере того как пульсар замедляет свое вращение и удлиняет период пульсации, его импульсы слабеют. К тому времени, когда продолжительность периода перешагнет за четыре секунды, отдельные импульсы в энергетическом отношении будут не сильнее, чем общий фон Вселенной, фон, на котором их невозможно будет уже различить. И все же пульсары как обнаружимый объект будут напоминать о себе еще 3–4 млн. лет.

Однако существует одна деталь, которая не укладывается в описанную здесь четкую модель. Недавно открытый миллисекундный пульсар, о котором уже шла речь, делает один оборот быстрее чем за 1/1000 секунды, и, следовательно, должен быть очень молодым. Но остальные его параметры говорят о том, что на самом деле это очень старый пульсар. Плюс ко всему его период совсем не имеет заметной склонности к удлинению.

По какой же причине? Что удерживает его в столь быстром вращении? Самое разумное предположение — пульсар приобретает массу от близлежащей звезды-компаньона, при этом вращение его убыстряется.

 

 

ГЛАВА 6

ВИДЫ ВЗРЫВОВ

 

Может показаться удивительным (и в некотором смысле отрадным), что за короткий период в 15 лет астрономы открыли около 400 звезд такого типа, о самом существовании которого не подозревали до случайного открытия в 1969 г.

И все же, взглянув с другой точки зрения, мы можем спросить: «Почему же так мало?»

Предположим, что нейтронные звезды — это неизбежные остатки сверхновых, а сверхновые взрываются в нашем Млечном Пути одна в 50 лет. В таком случае, если допустить, что наша Галактика существует 14 млрд. лет и режим этих взрывов оставался неизменным на протяжении всего времени, получится, что общее число взрывов сверхновых составило 280 млн. Не означает ли это, что мы должны были бы найти целую уйму нейтронных звезд, по крайней мере одну на каждые 900 звезд Галактики? Почему же их всего 400?

Давайте поразмышляем над этим. Неважно, сколько миллиардов лет существовала Галактика Млечный Путь, если нейтронные звезды остаются обнаружимыми всего каких-то 4 млн. лет. Ведь в этом случае огромное большинство могущих существовать нейтронных звезд было бы слишком старо для обнаружения и только те, что образовались в последние 4 млн. лет, могли бы, пожалуй, посылать импульсы радиации достаточно сильные, чтобы их отметили наши приборы.

Если мы рассмотрим временной интервал в четыре последних миллиона лет, то за это время должно появиться 80 000 сверхновых, т. е. за это время в системе Млечный Путь должно насчитываться 80 000 потенциально обнаружимых нейтронных звезд.

Если говорить точнее, лишь меньшинство из тех 80 000 звезд были бы видимы с Земли: большинство их было бы скрыто межзвездными пылевыми облаками. Однако был бы скрыт только свет. Радиоволны легко проходят сквозь пылевые облака, поэтому всплески микроволн, посылаемые пульсаром, могут регистрироваться радиотелескопами даже в тех случаях, когда первоначальная сверхновая скрыта от оптических телескопов.

Но кто поручится, что струя микроволн пойдет в нашем направлении? Очень возможно, что нейтронная звезда в своем вращении распыляет микроволны и другие виды излучений по кругу, ни в одной точке не соприкасающиеся с Землей. Возможно, ни одним из самых современных методов мы не сумели бы обнаружить такую нейтронную звезду, каким бы мощным излучением она ни обладала. Поэтому число возможно существующих нейтронных звезд в возрасте моложе 4 млн. лет, которые по случайному совпадению шлют свое излучение в направлении Земли, снизится до 1000 или около того (хотя некоторые астрономы-оптимисты намного завышают эту цифру).

Мы также должны учесть то обстоятельство, что не каждая сверхновая обязательно образует нейтронную звезду, а это, естественно, еще больше снижает число обнаружимых нейтронных звезд. Может даже показаться (хотя это уж совсем ненужный пессимизм!), что мы подошли к численному пределу нейтронных звезд, которые мы в состоянии найти.

Исследование сверхновых нашей Галактики, начавшееся в 30-х годах работой Цвикки, постепенно научило астрономов различать их по присущим им кривым света и другим свойствам; теперь принято считать, что существует два сильно различающихся между собой типа сверхновых — тип 1 и тип 2.

Первое отличие состоит в том, что сверхновые типа 1 обладают большей светимостью, достигая абсолютной величины — 18,6, или светимостью, превышающей в 2,5 млрд. раз светимость Солнца. Если б такая сверхновая находилась на расстоянии Альфы Центавра, она бы в максимуме своего блеска сияла одной седьмой светимости Солнца.

Сверхновые типа 2 являются несколько более тусклыми, их светимость превышает светимость нашего Солнца всего в миллиард раз.

Второе отличие состоит в том, что сверхновые типа 1, достигнув и миновав пик своего блеска, теряют свою яркость очень равномерно, тогда как сверхновые типа 2 делают это очень неровно, порывисто.

Третье отличие вытекает из спектрального анализа света: тип 1 показывает почти полное отсутствие водорода, тип 2 напротив, очень богат им.

Четвертое отличие связано с местоположением сверхновой. Сверхновые типа 2 почти всегда оказываются в спиральных галактиках, более того — в спиральных ветвях этих, галактик. Сверхновые типа 1 менее взыскательны относительно выбора места, появляясь не только в ветвях, но и в центральных частях спиральных галактик, а также в галактиках эллиптических.

Такая разница в предпочтительном местонахождении сверхновых первого и второго типов сразу говорит о многом. Эллиптические галактики в большинстве своем свободны от космической пыли. Их звезды в основном относительно малы, в большинстве случаев чуть больше нашего Солнца, и существовали на протяжении всей или большей части жизни галактики. То же верно и для центральных частей спиральных галактик.

Ветви же спиральных галактик являются вместилищем пыли и, как мы увидим позднее, служат пристанищем многих молодых и крупных звезд.

Сверхновые типа 1 включают звезды, имеющие массу, примерно равную массе нашего Солнца или немногим более. Сверхновые типа 2 включают звезды значительно крупнее нашего Солнца, массивнее его по крайней мере в три, а иногда, пожалуй, более чем в три раза.

Чем массивнее звезда, тем реже она встречается. Относительно мелкие звезды, относящиеся к сверхновым типа 1, встречаются по крайней мере в десять раз чаще, чем крупные, тяготеющие к типу 2. Поэтому можно было бы заключить, что сверхновые типа 1 имеют в десять раз большее распространение, чем сверхновые типа 2.

Но не тут-то было! Оба типа распространены одинаково. Отсюда мы можем сделать вывод: не каждой маленькой звезде дано в итоге стать сверхновой первого типа, такими станет лишь незначительное их меньшинство. Дело в том, что требования, предъявляемые к сверхновым типа 1, оказываются более жесткими, чем мы могли предвидеть. Это не просто звезда размером с Солнце, но особый тип звезды такого размера.

Здесь мы обратимся к химическим различиям между двумя типами сверхновых. Сверхновые типа 1 фактически не имеют водорода, что означает последнюю ступень их эволюционного развития. В самом деле, если звезда лишена водорода, но богата углеродом, кислородом и неоном, мы можем с уверенностью сказать, что это белый карлик, и прийти к выводу, что сверхновые типа 1 представляют собой взрывающиеся белые карлики.

Предоставленный сам себе, белый карлик не взрывается и во всех отношениях совершенно устойчив. Однако, как мы теперь знаем, белые карлики не всегда предоставлены сами себе. Иногда они являются частью тесной двойной звездной системы. В этом случае, когда звезда-компаньон в ходе своей эволюции, раздуваясь, превращается в красный гигант, ее вещество выплескивается в аккреционный диск, из которого масса периодически добавляется к белому карлику.

Мы уже видели, что масса, периодически добавляемая к белому карлику, будет нагреваться и сжиматься до того уровня, за которым начинается реакция ядерного синтеза. Происходит колоссальный взрыв, остатки аккреционного диска уносятся прочь, и белый карлик резко увеличивает свою светимость (временно) и виден с Земли как новая. Это повторяется через более или менее длинные интервалы времени.

В каждом случае образования новой часть массы аккреционного диска будет удерживаться белым карликом, так что его общая масса будет постепенно расти.

Но что будет, если белый карлик слишком массивен для своего ранга и обладает, скажем, 1,3 массы Солнца?

Или если его компаньон необычно массивен и, расширяясь, превращается в необычно крупный красный гигант в темпе гораздо скорейшем, чем средний? Или, например, имеют место оба эти случая?

При таких обстоятельствах белый карлик может очень скоро набрать столько массы, что выйдет за предел Чандрасекара, равный 1,44 массы Солнца. Когда это случится, белый карлик уже не сможет поддерживать себя как таковой.

Белый карлик коллапсирует и опадает. Он сжимается чрезвычайно быстро и с огромной силой прижимает ядра углерода и кислорода друг к другу. Весь он охватывается пламенем ядерной реакции, порождающей в кратчайшее время так много энергии, что возникает грандиозный взрыв, когда выделяется за несколько недель столько энергии, сколько наше Солнце выдает за всю свою многомиллиарднолетнюю жизнь.

Одним словом, коллапс белого карлика и ядерный синтез его вещества приводят уже к возникновению не просто новой, а сверхновой типа 1.

Взрыв первого типа разрывает звезду в клочья и может не оставить после себя никакой коллапсирующей звезды — ни белого карлика, ни нейтронной звезды, только вихревое расширяющееся облако пыли и газа. Новая Тихо Браге 1572 г. и Новая Кеплера 1604 г. были, по всей очевидности, сверхновыми типа 1: ни в том, ни в другом случае на их месте не обнаружено никаких нейтронных звезд — остались лишь одни туманности.

Сверхновые типа 2 тоже бывают в самом конце звездной эволюции, но на стадии не так далеко зашедшей, как у сверхновых типа 1. Сверхновая типа 2 возникает в звезде, которая достигла стадии красного гиганта. Однако это случается с крупными звездами, такими, которые минимум в 3–4 раза тяжелее нашего Солнца, и, чем массивнее звезда, тем крупнее бывает красный гигант.

Истинный красный гигант, подобно луковице, состоит из нескольких разных слоев. Наружный слой — это все тот же водород и гелий, т. е. смесь, из которой состоит большинство обычных звезд главной последовательности. За ним идет оболочка, содержащая ядра более массивных атомов, таких, как углерод, азот, кислород и неон. Далее вглубь — третий слой, богатый ядрами натрия, алюминия и магния. За ним — четвертый слой, несущий ядра серы, хлора, аргона и поташа. Пятый слой — само ядро звезды — заключает в себе ядра железа, кобальта и никеля.

Каждый последующий (нижний) слой складывается из продуктов слияния мелких ядер, которые еще имеются в наружном (верхнем) слое. Когда в звезде в ходе ее развития образовалось ядро из железа, никеля и кобальта, ее развитию приходит конец. Любое дополнительное ядерное превращение, связанное с этими ядрами, будь то слияние в более сложные или деление на менее сложные ядра, будет не высвобождать энергию, а, напротив, поглощать ее.

Когда железная сердцевина станет слишком большой, звезда достигает фазы, когда она не может больше вырабатывать достаточно энергии, чтобы удержать себя в раздутом состоянии. Внутренние слои сжимаются катастрофически, и энергия гравитации, освобождаемая при этом, взрывает, выталкивает наружные слои, попутно зажигая в них реакцию синтеза и производя тем самым еще больше энергии. Именно эта дополнительная энергия делает очевидной принадлежность звезды к сверхновой типа 2 и вызывает к жизни даже те ядерные реакции, которые идут с поглощением энергии.

Коллапсированное сжатое ядро такой сверхновой, скорее всего, превращается в нейтронную звезду, даже если его масса (за вычетом исчезнувших после взрыва внешних слоев) достаточно мала, чтобы позволить существование белого карлика. Коллапс звезды так катастрофически скоротечен, что ядро проскакивает «отметку» белого карлика, не успев там задержаться.

 

ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ

 

Однако даже в случае сверхновой типа 2 неизбежности образования нейтронной звезды не существует.

В 1939 г., когда Оппенгеймер разрабатывал теоретические обоснования нейтронной звезды, он изучал возможные последствия увеличения массы звезды. Вполне естественно, с увеличением массы вырастает и сила гравитационного поля.

Когда масса становится в 3,2 раза больше массы Солнца, гравитационное поле становится настолько сильным, что даже нейтроны, находящиеся в контакте друг с другом, не в состоянии выдерживать сжатие, создаваемое этим полем. Нейтроны коллапсируют, нейтронная звезда сжимается и постепенно становится все плотнее, а это значит, что гравитационное поле вблизи крошечной звезды становится еще сильнее, а ее сжатие еще быстрее.

Коль скоро нейтроны начали коллапсировать, в природе нет силы, способной остановить это сжатие. Так считал в свое время Оппенгеймер, и так считают ученые и в наши дни. Единственный вывод, к которому можно здесь прийти, — сжатие продолжается беспредельно, приближая звезду к нулевому объему и бесконечной плотности.

Это не значит, что мы просто имеем дело с нейтронной звездой, которая становится все плотнее и меньше. По мере продолжения сжатия здесь происходит важная перемена.

Чтоб уяснить природу этой перемены, представим себе объект, брошенный вверх от поверхности Земли. Объект движется вверх, а гравитационное поле Земли упорно тянет его вниз. В результате его направленная вверх скорость постепенно замедляется. Наконец объект застывает неподвижно и в следующее мгновение начинает падать.

Если бы гравитационное поле Земли было одинаково сильно на всем удалении от ее поверхности, это все равно бы случилось, какой бы большой ни была направленная от Земли начальная скорость. В конце концов после 100 м или 100 км или 100 000 км скорость была бы сведена к нулю, после чего наш объект начал бы падать и возвратился на Землю.

Однако гравитационное поле Земли неодинаково сильно на всем протяжении от Земли, оно ослабевает пропорционально квадрату расстояния от ее центра.

На поверхности Земли объект находится на расстоянии 6370 км от центра. На высоте 6370 км над земной поверхностью расстояние от центра удваивается, а сила земного притяжения уменьшается на одну четверть против того, каким оно было на Земле. С увеличением высоты оно продолжает уменьшаться по этому закону. На расстоянии до Луны сила земной гравитации равна всего лишь 1/3,5.

Если запустить объект вверх с достаточной скоростью, он может, так сказать, обогнать земное притяжение. Это притяжение будет стремиться пригнуть его вниз и замедлить его движение, но гравитация по мере продвижения его вверх будет слабеть так быстро, что постоянно уменьшающееся притяжение не успеет свести к нулю скорость удаляющегося объекта. Тогда наш объект может выскользнуть из гравитационного поля Земли и, избавившись от земного тяготения, бесконечно блуждать во Вселенной.

Не исключено, конечно, что он может попасть в тиски другого, более массивного объекта, чем Земля, например Солнца, либо, встретив другое тело, столкнуться с ним или выйти на орбиту вокруг него.

Минимальная скорость, при которой движущийся объект способен вырваться с поверхности из гравитационного поля Земли, есть скорость ускользания. Для Земли такая скорость 11,2 км/с.

Более массивный объект, имеющий и более сильное гравитационное поле, потребует, естественно, на своей поверхности и большей скорости ускользания. Для Юпитера, например, эта величина составляет 80,5 км/с, для Солнца — 617 км/с.

Если звезда сжимается, гравитационное поле на ее поверхности становится все сильнее по мере приближения поверхности к центру, хотя общая масса звезды при этом может не меняться. Так Сириус В, первый белый карлик, исследованный учеными, обладает массой, примерно равной массе Солнца, но его поверхность гораздо ближе к центру, чем солнечная.

В результате поверхностная гравитация Сириуса В намного сильнее, чем у Солнца, и его скорость ускользания около 4900 км/с.

Чем выше скорость ускользания с астрономического тела, тем труднее вырваться из его плена и тем меньше вероятность, что кто-нибудь или что-нибудь сможет в действительности это сделать.

За последнюю четверть века наши ракеты достигли скоростей, дающих возможность вырваться за пределы земного притяжения, но если бы поверхностное притяжение нашей планеты каким-то образом выросло до притяжения Юпитера (не затрагивая нас лично), то всего нашего технологического арсенала оказалось бы недостаточно, чтобы послать ракету во внеземное пространство.

Нейтронная звезда с массой Солнца имела бы скорость ускользания порядка 200 000 км/с. В таких условиях, чтобы как-то оторваться от поверхности такого объекта, не хватило бы не только современной земной технологии, но и никогда бы и ничего бы не хватило. Единственными объектами, движущимися достаточно быстро, чтобы оторваться от поверхности нейтронной звезды, явились бы частицы очень больших энергий с низкой массой или же частицы, вообще не имеющие массы.

Смогли бы выскочить только электроны высокой энергии, а также нейтрино или фотоны, образующие свет и другое излучение.

При сжатии нейтронной звезды интенсивность гравитации продолжает расти беспредельно и скорость ускользания становится все выше и выше. В какой-то момент эта скорость достигнет значения 300 000 км/с. А это уже скорость света в вакууме, и, как доказал Альберт Эйнштейн (1880–1955) в 1905 г., максимально мыслимая скорость. Ничто, обладающее массой, не может достичь этой скорости, и даже частицы, не имеющие массы, двигаясь с этой скоростью, не могут ее превысить.

Это значит, что, когда коллапсирующая нейтронная звезда достигает этой стадии, ничто не может от нее уйти (за исключением очень редких случаев, которых мы здесь не будем касаться). Все, что ни попадает на нее, как бы падает в бесконечно глубокую шахту, из которой никогда ничему не суждено подняться. Даже свет не может вырваться оттуда. Американский физик Джон Уиллер (р. 1911), описывая это явление, назвал его черной дырой, и название это сразу же привилось.

Итак, если сжимающееся ядро сверхновой имеет массу в 3,2 раза больше нашего Солнца, оно проскакивает фазы белого карлика и нейтронной звезды и кончает как черная дыра.

Таким образом, сверхновые типа 2, часто превращаясь в нейтронную звезду, не менее часто оказываются и черной дырой. Поэтому нейтронные звезды происходят только от одного типа сверхновых, да и то не всегда, и мы не должны удивляться, что пульсаров на поверку оказывается меньше, чем можно было бы ожидать, судя по числу сверхновых.

Между нейтронными звездами и черными дырами существует серьезное практическое различие: черную дыру почти невозможно обнаружить.

Мы можем легко обнаружить нейтронную звезду по струе радиации, которую она излучает. Но черная дыра не излучает ничего, даже радиации. Обычная техника, применяемая для обнаружения других астрономических объектов, не срабатывает, когда речь идет о черных дырах.

Отдельная черная дыра может быть обнаружена, если только она очень массивна, или очень близка, или то и другое вместе, чтобы как-то влиять на нас в гравитационном отношении. Теоретически в Галактике могут существовать миллионы черных дыр, каждая с массой обычной звезды, но мы будем спокойно оставаться в неведении относительно этого факта.

И все-таки это положение не безнадежно. По-настоящему черная дыра никогда не бывает полностью изолирована. В окрестностях ее всегда имеется вещество, даже если это всего лишь тонкие ниточки атомов или космическая пыль, существующие в межзвездном пространстве.

Вещество, приближающееся к черной дыре, пусть даже это случайная частица, может быть втянуто в расположенный вокруг нее аккреционный диск.

Понемногу, очень постепенно это вещество будет спиралью опадать на черную дыру, излучая синхротронную радиацию в виде рентгеновских лучей.

Рентгеновские лучи, излучаемые черной дырой, окруженной одним лишь межзвездным веществом, настолько слабы, что их едва ли можно было бы обнаружить, если бы они вообще поддавались обнаружению, и они не дали бы никакой ценной информации.

Предположим, однако, что черная дыра находится вблизи крупного источника вещества и большие массы вещества постоянно накручиваются на нее, посылая интенсивное рентгеновское излучение. Это могло быть в том случае, если бы речь шла о тесной двойной системе, т. е. о ситуации, при которой могли бы появляться новые или даже сверхновые типа 1, будь один из партнеров белым карликом.

Разумеется, если б один из партнеров был черной дырой, ни о каком взрыве не могло быть и речи. Черная дыра только становилась бы все тяжелее по мере поглощения ею вещества компаньона, ведь никаких верхних пределов для ее массы не существует. Но пока бы росла черная дыра, из выпадающего на нее вещества постоянно бы излучались рентгеновские лучи, излучались бы из той точки неба, где, кроме них, ничего нельзя увидеть.

Именно поэтому астрономы очень заинтересовались источниками рентгеновского излучения.

В 1971 г. предназначенный для обнаружения рентгеновских лучей спутник «Ухуру» (запущенный из Кении) показал, что сильный рентгеноисточник в созвездии Лебедь изменяется нерегулярно. По этой причине следовало вычеркнуть его из числа нейтронных звезд и предположить возможность черной дыры. Этому источнику уделили максимум внимания, и вскоре было обнаружено и точнейшим образом зафиксировано микроволновое излучение.

Источник его находился в непосредственной близости к видимой звезде, значившейся в каталоге как HD-226868. Это очень крупная горячая голубоватая звезда, в 30 раз массивнее нашего Солнца. При ближайшем изучении она оказалась двойной звездой, кружащей по орбите с периодом 5,6 сут. Судя по характеру этой орбиты, другой член пары должен был быть в пять — восемь раз тяжелее Солнца.

Однако звезда-компаньон остается невидимой, хотя это весьма сильный источник рентгеновского излучения. Если ее невозможно увидеть, значит, она должна быть очень маленькой. И так как она слишком массивна, чтобы быть белым карликом или нейтронной звездой, то напрашивается вывод: невидимая звезда — это черная дыра.

Кроме того, похоже, что HD-226868 расширяется и ведет себя так, как будто вступает в стадию красного гиганта. Поэтому вполне вероятно, что ее вещество переплескивается на ее компаньона — черную дыру и вокруг черной дыры есть диск аккреции, который и генерирует рентгеновские лучи.

Если допустить, что компаньон звезды HD-226868 является черной дырой (а доказательства тому все еще косвенные), тогда вне всякого сомнения это след какой-то древней сверхновой.

 






Не нашли, что искали? Воспользуйтесь поиском:

vikidalka.ru - 2015-2019 год. Все права принадлежат их авторам! Нарушение авторских прав | Нарушение персональных данных