Эволюция Вселенной и происхождение жизни - Пекка Теерикор

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.

Есть любопытное предположение, что эту сверхновую видели индейцы племени анасаци, жившие в районе современной Аризоны и Нью-Мексико и внимательно наблюдавшие за происходящим на небе. В национальном парке Чако-Каньон были найдены наскальные рисунки, изображающие большую «звезду» рядом с лунным серпом. Действительно, вычисления показывают, что при наблюдении с северо-востока Америки утром 15 июля 1054 года серп молодой Луны был виден вблизи сверхновой.

Наблюдавшийся взрыв сверхновой, сохранившийся пульсар и хаотическая газовая туманность вокруг него подробно рассказывают историю рождения нейтронной звезды (рис. 19.9 иллюстрирует ее крохотный размер). У этой звезды сколлапсировала сердцевина, но в то время она выбросила значительную часть своей массы в межзвездное пространство, где это вещество пошло на формирование новых звезд. Благодаря своей молодости пульсар в Крабовидной туманности очень быстро вращается с периодом всего 0,033 с. Кроме радиоизлучения, его импульсы можно наблюдать в оптическом и рентгеновском диапазонах.

Рис. 19.9. Земля, белый карлик, имеющий массу Солнца, и нейтронная звезда. Точка справа, изображающая нейтронную звезду, увеличена в десять раз, чтобы ее можно было заметить.

Мы уже знаем, что если масса нейтронной звезды более чем в 3,2 раза превышает массу Солнца, то ничто не способно удержать коллапс, и ядро сверхновой превращается в черную дыру. Мы уже ознакомились с теоретическими представлениями о черной дыре, которые родились гораздо раньше, чем это можно было бы ожидать. Впрочем, в науке доказательство того, что нечто может существовать, вовсе не означает, что оно действительно рождается в природе. Однако в то время как радиоастрономия доказала существование нейтронных звезд, рентгеновская астрономия обнаружила свидетельства реальности черных дыр.

Рентгеновская астрономия вынуждена проводить измерения за пределами земной атмосферы. Воздух поглощает ультрафиолетовый свет и рентгеновские лучи, приходящие из космического пространства (к счастью для нас, ибо мы не выдержали бы такие дозы облучения). Работа наблюдателей в УФ- и рентгеновском диапазонах трудна и обходится дорого, поскольку их измерительные приборы приходится устанавливать на космических аппаратах. Другим сложным спектральным диапазоном является инфракрасный. И хотя некоторые ограниченные области инфракрасного спектра доступны для наблюдения с Земли — с высоких гор и при сухом климате, в целом инфракрасная астрономия тоже является предметом космической астрономии.

Первый небесный рентгеновский источник был открыт в 1948 году во время полета ракеты, и этим источником было Солнце. Рентгеновское излучение от Солнца ожидали. Внешний слой Солнца — корона — тянется на миллионы километров над его поверхностью (рис. 19.10). Слабое свечение короны видно только во время солнечных затмений, когда Луна закрывает яркую поверхность Солнца. Еще до рентгеновских наблюдений было ясно, что газ в короне очень горячий, его температура составляет миллионы градусов, а такой газ в основном должен излучать в рентгеновском диапазоне (см. врезку 12.2). Этот газ настолько горячий, что его не может удержать даже притяжение Солнца. Поэтому корона расширяется в окружающее пространство, и даже Земля попадает во внешнюю часть солнечной короны.

Хотя Солнце для нас выглядит ярким рентгеновским источником, но на межзвездном расстоянии мы бы его вряд ли заметили. Если бы не существовало более интересных источников, то вся рентгеновская астрономия осталась бы лишь наукой о Солнце. Однако не все звезды похожи на Солнце и не все рентгеновские источники — звезды. В 1963 году группа Герберта Фридмана из Морской лаборатории США обнаружила два новых источника — Скорпион Х-1 и Крабовидную туманность. Источник в Крабе в 1000 раз мощнее Солнца. Его рентгеновские лучи испускаются высокоскоростными электронами, которые постоянно ускоряются пульсаром в центре туманности (такое же происхождение имеет и его радиоизлучение).

Рис. 19.10. Изображение солнечной короны, подученное во время затмения 1999 года.

Гораздо труднее было отождествить Скорпион Х-1 в созвездии Скорпиона. Только когда положение источника рентгеновских лучей определили с точностью 2', была выявлена тусклая голубая звезда, которая могла иметь отношение к рентгеновскому излучению. Звезда оказалась настолько далека от нас, что ее рентгеновское излучение должно быть мощнее солнечного в 10 млрд раз, разумеется, если отождествление проведено верно. Вскоре выяснилось, что эта звезда, а точнее — звездная пара, отождествлена правильно, причем источником рентгеновских лучей служит более слабая (практически невидимая) звезда из этой пары. Она стаскивает газ у более яркой звезды и в своем сильном гравитационном поле нагревает его до температуры в миллионы градусов. Горячий газ вращается вокруг невидимой звезды и излучает в рентгеновском диапазоне. Когда в 1966 году отождествили Скорпион Х-1, единственной идеей о природе невидимой звезды было предположение, что это белый карлик. Но с момента открытия пульсаров более подходящим кандидатом стала нейтронная звезда. Вещество, падающее на поверхность нейтронной звезды, разгоняется до скорости около 80 % скорости света. Это крайне эффективная машина для производства рентгеновских лучей.