Что же остается после чудовищных взрывов звезд? Прежде всего сброшенные при вспышке внешние слои звезды, разлетающиеся со скоростью около 10 тысяч км/сек. Именно по этому признаку (большая скорость) остатки от вспышек сверхновых отличаются от других туманностей, например планетарных, расширяющихся со скоростью порядка десятков километров в секунду.
Из-за огромной мощности взрыва оболочка при разлете сгребает межзвездный газ, и общая картина остатков взрыва получается довольно сложной. Ведь масса выметенного при взрыве межзвездного газа достигает 8 тысяч солнечных масс. Несмотря на масштабы процесса, мы можем наблюдать его ограниченное время.
Непосредственно после взрыва в течение сотен лет можно видеть так называемые оптические остатки сверхновой. В течение десятков тысяч лет можно будет исследовать послевзрывные процессы, изучая рентгеновское и радиоизлучение остатков вспышек сверхновых. Однако через сотни тысяч лет и это станет невозможным. Астрономам останутся для наблюдения лишь пульсары, радиоизлучение которых будет последним свидетелем происшедшей катастрофы.
Сюрпризы гравитации
Большой экваториальный телескоп Пулковской обсерватории (конец XIX века).
В астрофизике, как, впрочем, и в любой другой отрасли науки, наиболее интересны эволюционные проблемы, проблемы, связанные с извечными вопросами «что было?» и «что будет?».
Что случится со звездной массой, примерно равной массе нашего Солнца, мы уже знаем. Такая звезда, пройдя через стадию красного гиганта, станет белым карликом. Белые карлики на диаграмме Герцшпрунга — Рессела лежат в стороне от главной последовательности.
Белые карлики — конец эволюции звезд солнечной массы. Они являются своеобразным эволюционным тупиком. Медленное и спокойное угасание — конец пути всех звезд с массой, меньше солнечной.
А что можно сказать о более массивных звездах? Мы увидели, что их жизнь полна бурными событиями. Но возникает естественный вопрос о том, чем же заканчиваются чудовищные катаклизмы, наблюдаемые в виде вспышек сверхновых?
В 1054 году на небе вспыхнула звезда-гостья. Она была видна на небе даже днем и погасла лишь через несколько месяцев. Сегодня мы видим остатки этой звездной катастрофы в виде яркого оптического объекта, обозначенного в каталоге туманностей Месье под номером MI. Это знаменитая Крабовидная туманность — остаток взрыва сверхновой.
В 40-х годах нашего столетия американский астроном В. Бааде начал изучать центральную часть «Краба» для того, чтобы попытаться отыскать в центре туманности звездный остаток от взрыва сверхновой. Кстати говоря, название «краб» этому объекту дал в XIX веке английский астроном лорд Росс. Бааде нашел кандидата на звездный остаток в виде звездочки 17m.
Но астроному не повезло, у него не было подходящей техники для детального исследования, и поэтому он не смог заметить, что звездочка эта мерцает, пульсирует. Будь период этих пульсаций яркости не 0,033 секунды, а, скажем, несколько секунд, Бааде, несомненно, заметил бы это, и тогда честь открытия первого пульсара принадлежала бы не А. Хьюишу и Д. Белл.
Лет за десять до того, как Бааде направил свой телескоп в центр Крабовидной туманности, физики-теоретики начали исследовать состояние вещества при плотностях, превышающих плотность белых карликов (106–107 г/см3). Интерес к этому вопросу возник в связи с проблемой конечных стадий эволюции звезд. Интересно, что одним из соавторов этой идеи был все тот же Бааде, который как раз и связал сам факт существования нейтронной звезды с взрывом сверхновой.
Если вещество сжимается до плотностей бóльших, чем плотность белых карликов, начинаются так называемые процессы нейтронизации. Чудовищное давление внутри звезды «вгоняет» электроны в атомные ядра.
В обычных условиях ядро, поглотившее электроны, будет неустойчивым, поскольку оно содержит избыточное количество нейтронов. Однако в компактных звездах это не так. С увеличением плотности звезды электроны вырожденного газа постепенно поглощаются ядрами, и мало-помалу звезда превращается в гигантскую нейтронную каплю. Вырожденный электронный газ сменяется вырожденным нейтронным газом с плотностью 1014–1015 г/см3. Другими словами, плотность нейтронной звезды в миллиарды раз больше плотности белого карлика.