Черные дыры и белые карлики - жизнь звезды после смертиНазад
Черные дыры и белые карлики - жизнь звезды после смерти
В издательстве "Век 2" вышла серия научно-популярных книг "Наука сегодня", написанная настоящими учеными, работающими в Государственном Астрономическом Институте имени П.К. Штернберга (ГАИШ) в составе МГУ. Среди новинок - книги В.Н. Руденко "Поиск гравитационных волн", В.Г. Сурдина "НЛО: записки астронома" и "Астрология и наука" (с послесловием лауреата Нобелевской премии академика В. Л. Гинзбурга).
Книга "Звезды: жизнь после смерти" из этой же серии посвящена исследованиям в области астрофизики компактных объектов и эволюции нейтронных звезд. Её авторы - кандидат физико-математических наук Сергей Попов и доктор физико-математических наук Михаил Прохоров - сотрудники отдела Релятивистской астрофизики ГАИШ. Мы публикуем резюме к книге, написанное одним из ее авторов С. Поповым, который наряду с научно-исследовательской работой, успевает участвовать в проекте Scientific.ru, направленном на содействие развитию науки, а недавно стал членом Координационного совета по делам научно-образовательной молодежи при Президентском Совете по науке, технологиям и образованию.
Пока звезда живет, в ней происходят термоядерные реакции превращения легких элементов в тяжелые. В начале водород превращается в гелий - это самая длительная стадия, и наше Солнце находится именно на этом этапе своего жизненного пути. Затем, если звезда достаточно массивна, превращения продолжаются: гелий - в углерод, потом образуются азот и кислород, и так дальше - до железа. В конце этого длинного пути остается "огарок" - компактный объект, физика которого сложнее и интереснее жизни звезды, а некоторые типы источников, связанных с такими объектами, просто поражают воображение.
В древности звезды считались неизменными и вечными. На самом деле, жизнь звезды кажется длинной лишь по сравнению с жизнью человека. На звездном небе, открытом взору динозавров, не было многих из известных нам звезд. Через несколько миллионов лет наши потомки уже не увидят некоторых из тех звезд, которые мы можем наблюдать сегодня.
В представленной книге речь идет о компактных остатках звезд - белых карликах, нейтронных звездах и черных дырах. Хотя все они - конечные стадии звездной эволюции, разница между ними очень велика.
Белые карлики образуются из не очень массивных звезд. Наше Солнце со временем превратится именно в белый карлик. Астрономы обнаружили белые карлики еще в XIX веке, но лишь в первой половине XX века, с развитием квантовой механики, теоретикам удалось объяснить их природу.
Нейтронные звезды, напротив, вначале были предсказаны, и лишь затем открыты в реальном космосе, причем совершенно неожиданно для наблюдателей. Эти компактные объекты образуются из более массивных и крупных звезд, но оказываются значительно меньше и экзотичнее белых карликов. Не исключено, что часть объектов этого типа состоит из т.н. "странного вещества".
Наконец, самые массивные звезды могут на исходе жизни порождать черные дыры. Строго говоря, черные дыры еще не открыты, но у астрономов мало сомнений в том, что десятки надежных "кандидатов" в черные дыры на самом деле являются этими удивительными объектами.
Сами компактные объекты, за исключением некоторых типов молодых нейтронных звезд, обычно малы и тусклы. Зато, если они входят в двойную систему звезд, то звезда-соседка может дать звездному "огарку" второе рождение. "Подкармливая" компактный объект своим веществом, вторая звезда зажигает яркий источник. Именно поэтому многие из обнаруженных белых карликов, нейтронных звезд и "кандидатов" в черные дыры существуют в таких тесных двойных системах.
Авторы книги рассказали о каждом из этих трех типов компактных объектов, а также о тесных двойных звездных системах.
Белые карлики
Белые карлики - компактные звездообразные остатки эволюции маломассивных звезд. Для этих объектов характерны массы, сравнимые с массой Солнца, размеры, сравнимые с Землей и плотности порядка 106 г/см3. А почему собственно "белые карлики"? Вторая половина этого термина - "карлики" - связана с малым размером объектов (малым по сравнению с типичным размером нормальных звезд), а "белые" - потому что таким был цвет первых открытых объектов этого типа, вызванный их высокой температурой.
Белые карлики, а также нейтронные звезды и черные дыры звездных масс относят к так называемым компактным объектам. Все они являются остатками эволюции звезд различной массы, но сами они звездами в строгом смысле этого слова уже не являются, т. к. в их недрах не протекают термоядерные реакции, типичные для этих небесных тел. Для описания природы этих объектов требуется квантовая механика и теория относительности. Именно поэтому открытые "слишком рано" - в середине XIX века - белые карлики оставались объектами непонятной природы почти 100 лет, до 1920-х годов, пока не были открыты основные законы квантовой механики.
Первый белый карлик был открыт "на кончике пера" в 1844 г. Фридрихом Бесселем при изучении движения ярчайшей звезды ночного неба - Сириуса. Оказалось, что траектория движения Сириуса на небе не прямая, звезда периодически отклоняется от своего среднего положения. Такое движение легко объяснить, если предположить, что Сириус (который теперь называется Сириусом А) входит в двойную систему, т.е. "недалеко" от него существует звезда-соседка, названная Сириусом В, и оба светила обращаются вокруг общего центра масс. Центр масс двойной системы движется по прямой, а каждая из звезд описывает на небе волнообразную линию. Предсказанную теорией слабую звездочку Сириус В впервые непосредственно увидели в телескоп только в 1862 г.
Нейтронные звезды
С точки зрения физиков, нейтронные звезды - это самые интересные астрономические объекты: тут и сильное гравитационное поле, и сверхсильные магнитные поля, и сверхтекучесть, и сверхпроводимость, и сверхвысокие плотности, присущие лишь экзотическим формам вещества.
История открытия нейтронных звезд (радиопульсаров) драматична сама по себе, т. к. считается, что основной автор открытия, английский радиоастроном Джоселин Белл (Susan Jocelyn Bell Burnell), была несправедливо обделена Нобелевским комитетом, вручившим в 1974 г. премию её научному руководителю Энтони Хьюишу (Antony Hewish) и одновременно, за метод апертурного синтеза, - Мартину Райлу (Martin Ryle).
После второй мировой войны в Англии бурно развивалась радиоастрономия. Связано это было, в первую очередь, с развитием радиолокации во время войны. Англичане преуспели в создании и развитии радиолокационной техники (к примеру, именно радиолокационные разработки служили предметом "обмена" на ядерные секреты, полученные в США, в рамках совместных военно-научных проектов). После войны в распоряжении англичан оказалось достаточно много радиотехники и, что очень важно, много высококлассных специалистов, занимавшихся ее приложением для военных целей. Теперь они могли перейти к более мирным занятиям (у нас в стране многие участники военных разработок, в первую очередь ядерного оружия, позднее также занялись астрофизическими проблемами; самые известные среди них - Я. Б. Зельдович и А. Д. Сахаров).
Джоселин Белл проводила наблюдения космических источников радиоизлучения на волне 3,68 м, изучая их мерцания, вызванные прохождением сигнала сквозь неоднородную околосолнечную плазму (т. е. наблюдения должны были проходить днем!). Характерное время мерцаний - доли секунды. Мисс Белл использовала самую совершенную аппаратуру для изучения быстрой переменности радиоисточников. Кроме того, имевшийся в её распоряжении кембриджский радиотелескоп был одним из лучших. Его размеры превосходили километр, хотя стоимость была невысока, и строился он в значительной мере усилиями студентов и аспирантов. Кроме того, стоит отметить, что это были не разовые наблюдения, а практически обзор всего неба. (Получается, что для того, чтобы сделать "случайное" открытие, необходимо было проводить длительные наблюдения на одном из лучших инструментов своего времени, да еще, как мы увидим далее, нужно было проявить незаурядную настойчивость и прозорливость).
24-летняя Джоселин проявила замечательную интуицию, и не выключала самописец, регистрировавший данные, на ночь (хотя никаких мерцаний на околосолнечной плазме не должно было быть зарегистрировано). Однажды, разбирая ночные записи, она обнаружила "помеху". Несмотря на первоначальное убеждение коллег в земном происхождении "помехи", Джоселин продолжила наблюдения, и выяснилось, что помеха появляется каждые 23 часа 56 минут, т. е. с периодом вращения Земли относительно звезд; значит, источник "помех" находится на небе.
Строгая периодичность сигнала (с периодом чуть более 1 секунды) и указания на малые, планетные размеры источника, навела исследователей на мысль об искусственной природе радиоизлучения. Поэтому они обозначили новый источник как LGM-1 (Little Green Men), засекретили свои исследования и добровольно, на несколько месяцев, отказались от публикации сенсационных результатов.
К январю 1968 г., просмотрев более 6 километров записей на бумажной ленте самописца, английские радиоастрономы обнаружили уже 4 пульсирующих источника. Не слишком ли много "зеленых человечков"? К тому же, ни один из них не показывал признаков вращения потенциальной обитаемой планеты вокруг своего солнца. Поэтому исследователи стали склонятся к мысли о естественном происхождении сигналов. В феврале 1968 г. в журнале Nature появилась статья пяти кембриджских авторов с описанием удивительного открытия. В списке авторов первой стояла фамилия Хьюиша - он был руководителем проекта, а фамилия Белл - второй. Так были открыты предсказанные в 1932 г. Львом Ландау загадочные нейтронные звезды. (Джоселин можно рассматривать как прообраз героини книги Карла Сагана и одноименного фильма "Контакт". Но сейчас на героиню книги и фильма, пожалуй, больше похожа Джил Тартер, работающая в институте по поиску внеземных цивилизаций).
Довольно долго именно радиопульсары считались главными представителями всех нейтронных звезд. Впрочем, среди наблюдаемых нейтронных звезд они до сих пор самые многочисленные. Сейчас известно уже более 1500 радиопульсаров. Среди них немало редкостных экземпляров. Чего стоит, например, открытый в 2003 г. двойной радиопульсар 0737-3039, в котором обе нейтронные звезды испускают радиоимпульсы. Это лучшая среди известных "лабораторий" по проверке общей теории относительности в сильном гравитационном поле.
Однако теперь мы знаем, что молодые нейтронные звезды могут быть совсем не похожи на радиопульсары. Есть источники мягких повторяющихся гамма-всплесков, аномальные рентгеновские пульсары, компактные рентгеновские источники в остатках сверхновых - великолепная семерка. Наконец, совсем недавно был открыт еще один тип нейтронных звезд - вращающиеся радиотранзиенты. "Зоопарк" нейтронных звезд постоянно пополняется новыми диковинными "зверями".
Черные дыры
Черные дыры - одни из самых загадочных и, одновременно, самых простых объектов во Вселенной. Открытие черных дыр шло в несколько этапов: впервые их, чисто формально, как тела, для которых вторая космическая скорость больше скорости света, предсказали в конце XVIII века Джон Мичелл (Англия) и Пьер Симон Лаплас (Франция). В 1916 г., практически сразу после того, как Эйнштейн создал общую теорию относительности, Карл Шварцшильд нашел решение уравнений Эйнштейна для "точечного" сферически симметричного тела - это было второе открытие черных дыр. Предложенное им решение было стационарным, оно описывало черную дыру, существующую вечно, при этом процесс образования черных дыр из обычных тел оставался совершенно неясным. В 1939 г. американские физики Роберт Оппенгеймер и Хартланд Снайдер рассчитали коллапс облака пыли до его превращения в черную дыру. Это было третье открытие черных дыр. Само название "черная дыра" появилось в 1968 г. Его ввел в своей популярной статье знаменитый физик Джон Арчибальд Уилер (США), и оно мгновенно прижилось, заменив собой использовавшиеся до этого термины "коллапсар" и "застывшая звезда".
Все перечисленные открытия сделаны в теории, а на практике дело обстоит несколько сложнее. Астрономы с 99-процентной уверенностью говорят о том, что черные дыры уже реально обнаружены в космосе, но малая толика сомнений остается, и Нобелевская премия за открытие черных дыр еще не вручена.
Астрофизики очень легко могут доказать, что какой-то объект не является черной дырой. Например, если при аккреции, падении вещества на компактный объект под действием сил тяготения, наблюдаются периодические рентгеновские импульсы, то это рентгеновский пульсар - нейтронная звезд с сильным магнитным полем, но если таких импульсов нет, то это может быть как черная дыра, так и нейтронная звезда (без сильного поля). Практически все методы обнаружения черных дыр в двойных системах страдают следующим недостатком: при некоторых условиях нейтронные звезды могут выглядеть практически так же, как черные дыры. Если от рентгеновского источника в двойной системе наблюдаются непериодические рентгеновские вспышки, то это рентгеновский барстер - нейтронная звезда со слабым магнитным полем, а вспышки происходят из-за падения на поверхность звезды сгустков вещества или из-за термоядерных вспышек в копящемся на ее поверхности веществе. И опять таки, если подобные рентгеновские вспышки отсутствуют, то объект может быть либо черной дырой, либо нейтронной звездой.
Определение массы таких объектов является главным методом обнаружения черных дыр. Массы компактных объектов ограничены сверху: у белых карликов они не могут превышать чандрасекаровский предел - около 1,4 массы Солнца; эта величина зависит от состава вещества, но массивные белые карлики имеют примерно одинаковый состав, соответствующий именно такой предельной массе. А массы нейтронных звезд не могут превышать предел Оппенгеймера-Волкова, значение которого лежит в интервале от 2 до 3 солнечных масс (более точной границы пока определить не удалось). Таким образом, если мы обнаружим компактный объект с массой больше чем 3 солнечных, то это может быть только черная дыра.
Еще в 1971 г. была оценена масса компактного объекта в одном из наиболее ярких рентгеновских источников Cyg X-1. Это было сделано именно для двойной системы, т.к. в них масса звезд может быть определена с помощью закона всемирного тяготения. Если мы, пользуясь наблюдениями, сможем измерить орбитальные параметры такой системы звезд, то получим ограничения на массу - движение звезд происходит под действием их гравитации, определяемой только их массами.
Масса невидимого объекта в Cyg X-1 оказалась больше чем 3 массы Солнца. Обычная звезда с такой массой просто не вместилась бы в систему Cyg X-1. Значит, сделали вывод ученые, это - черная дыра. Однако точность измерения массы компактного объекта была не слишком велика, кроме того, появились и другие объяснения причины существования столь "тяжелой" системы. Невидимый компонент Cyg X-1 назвали лишь "кандидатом в черные дыры". Сегодня известно уже более 20 подобных кандидатов, Cyg X-1 переместился с первого места в этом списке на одно из последних.
Компактные объекты в двойных системах
Если посмотреть на ясное ночное небо, то легко можно увидеть, что звезды распределены на нем неравномерно. То тут, то там попадаются пары или группы звезд. Но многие звездные пары обманчивы: только на воображаемой поверхности небесной сферы эти звезды расположены одна возле другой, а в космосе, в трехмерном пространстве, они разделены расстояниями в сотни и тысячи световых лет. Даже известные двойные звезды в созвездиях Весов, Козерога, Лиры которые не всякий и разглядит невооруженным глазом, относятся к классу оптических, т. е. "случайных", двойных.
В свою очередь, если посмотреть на небо вооруженным глазом, то многие, кажущиеся одиночными, звезды распадутся на пары, а некоторые, как, например, в созвездии Лиры, даже на две пары. Это уже реальные, физические двойные звезды, а не случайная проекция двух далеких звезд на один участок небесной сферы. Звезды кружатся друг вокруг друга, удерживаемые силами тяготения. Они, как правило, появились на свет одновременно (или лучше сказать одновременно начали излучать свет), хотя бывают и пары, образовавшиеся в результате захвата одной звезды другой при тесном сближении (особенно часто это должно происходить в шаровых скоплениях и центральных областях галактик).
Бывают ли еще более тесные пары, которые и в телескоп не разглядишь? Бывают. В этом случае двойственность устанавливается или по переменности блеска (одна звезда может затмевать другую), или по спектру, в котором благодаря эффекту Доплера отражается вращение звезд вокруг общего центра масс. В первом случае звезда называется затменной переменной, а во втором - спектрально-двойной. Например, Мицар является спектрально-двойной звездой, а звезда Алголь - затменной переменной.
Двойные системы очень важны для всей звездной астрофизики, т.к. именно их изучение позволяет определить важнейшие параметры звезд. Кроме того, эволюция звезд в тесных двойных системах протекает разнообразнее, чем жизнь одиночных звезд.
Характерной чертой астрономии второй половины ХХ века является её всеволновой характер. Наблюдения в разных диапазонах электромагнитного спектра позволили открыть много новых типов объектов: радиогалактики, квазары, пульсары, струи у молодых звезд, и т.д. Изучение тесных двойных систем получило мощную наблюдательную поддержку после начала наблюдений в рентгеновском диапазоне. В 1970 г. был запущен спутник UHURU. С помощью его довольно простых детекторов рентгеновского излучения были открыты многие двойные рентгеновские системы.
Как видим, жизнь звезд после их смерти протекает весьма интересно - в форме компактных остатков эволюции: белых карликов, нейтронных звезд и черных дыр. Можно предположить, что астрофизики обнаружили еще не все возможные формы существования "мертвых" звезд.
В книге мы часто делали оговорки - "согласно последним данным", "по всей видимости" и т.п. Это связано с тем, что астрофизика компактных объектов - бурно развивающаяся область. Исследователи получили уже множество твердо установленных результатов, но вместе с тем остается немало непонятого. Не все загадки решены, и Природа ставит перед нами новые. Следите за новостями. Нас еще ждут сюрпризы!
Примечание:
1. Аккреция (от латинского accretio - приращение, увеличение), падение вещества на космическое тело под действием сил тяготения. Аккреция сопровождается выделением гравитационной энергии. Эффективность выделения энергии при аккреции на нейтронные звезды в десятки раз больше, чем в ядерных реакциях.
2. Библиографическое описание книги: Попов С.Б., Прохоров М.Е. Звезды: жизнь после смерти. М.: Век 2, 2007. Серия "Наука сегодня".
