В 1964 г. Фред Хойл, Джон Уилер и я на страницах научного журнала Nature предложили способ обнаружения нейтронных звёзд по характерным для них осцилляциям. Выше упоминалось, что звезда образуется из сжимающейся сердцевины сверхновой и, прежде чем прийти в статическое состояние, испытывает несколько колебаний. Такие колебания могут продолжаться довольно долго, так как звезде нужно избавиться от значительного запаса динамической энергии. Мы привели доводы, что эта энергия может рассеиваться электромагнитными волнами, генерируемыми колебаниями звезды в её окрестности. Так, ожидается, что в окрестности звезды существует весьма большое магнитное поле, принимающее участие в колебаниях и порождающее электромагнитные волны. Вычисленная нами длина волны радиоизлучения была очень велика, около 300 м.
Далее мы показали, что такие длинные волны будут отражаться назад любым газовым облаком с достаточно большой плотностью частиц. Но при отражении волны будут давать облаку толчок в первоначальном направлении движения волн до отражения. По-видимому, волокна в Крабовидной туманности (см. рис. 52) разлетаются от источника за счёт этого эффекта.
Оказалось, что многие детали приведённого сценария правильны. Так, получило подтверждение предположение о наличии вблизи нейтронной звезды сильного магнитного поля. Обычная звезда может обладать небольшим магнитным полем. Как показано на рис. 60, при сжатии звезды магнитные силовые линии сжимаются. Поскольку в сжимающейся сердцевине звезды, превращающейся в нейтронную звезду, сжатие очень велико, это приводит к появлению вблизи поверхности звезды магнитных полей напряжённостью в тысячи миллионов гауссов1131 (Для сравнения, напряжённость магнитного поля вблизи поверхности Солнца равна всего (1—2)10-4 Тл.) Оказалось правильным и предположение, что внутри Крабовидной туманности существует нейтронная звезда. Но она была обнаружена не по описанным выше колебаниям, а путём регистрации эффектов, связанных с её вращением, и произошло это совершенно неожиданно.
1131 1 Гс(гаусс)=1•10-4 Тл. Прим, ред.,
Рис. 60 Когда звезда сжимается от состояния (а) к состоянию (б), магнитное поле также сжимается и растёт его напряжённость ОТКРЫТИЕ ПУЛЬСАРОВ
В 1968 г. Джослин Белл, аспирантка Маллардовской радиоастрономической обсерватории в Кавендишской лаборатории Кембриджского университета сделала необычайное открытие. В процессе работы над проблемой межпланетных мерцаний она заметила необычайно регулярные импульсы излучения, приходившие из определённой точки на небе. Период повторения импульсов составлял приблизительно 1,3 с.
Импульсы столь малой длительности очень необычны для астрономического источника. Ещё более странным было то, что периодичность импульсов сохранялась с высокой точностью. В результате измерений удалось установить период пульсаций
Т = 1,3373011512с.
Так много десятичных знаков в приведённой цифре указывает на высокую степень точности, с которой период пульсаций сохраняется во времени. Джослин Белл и её руководитель Энтони Хьюиш потратили много сил, чтобы исключить как гипотезу земного происхождения этих сигналов, регистрируемых очень чувствительными телескопами обсерваторий, так и экзотическую возможность, что это долгожданные сигналы внеземных существ! На самом деле, сигналы шли от астрономического источника нового типа, получившего название пульсара. На рис. 61 показана запись импульсов пульсара, полученная в Кембридже.
Рис. 61. Запись пульсаций первого обнаруженного пульсара
Малая величина периода пульсаций предполагает, что источник мал по размерам; но он должен быть достаточно мощным, чтобы регистрироваться на столь больших расстояниях. Имея все это в виду, теоретики потратили совсем немного времени, чтобы в качестве наиболее приемлемого кандидата предложить нейтронную звезду. Дальнейшую поддержку эта гипотеза получила после того, как спустя несколько месяцев в Крабовидной туманности был открыт ещё один пульсар.
К настоящему моменту известно более 300 пульсаров, хотя лишь два из них (в том числе пульсар в Крабе) являются чистыми случаями пульсаров, находящихся внутри остатка сверхновой. Похоже, что в большинстве случаев внешняя оболочка сверхновой была сорвана асимметрично, так что сердцевина получила отдачу и движется прочь от места первоначального взрыва. Мы приводили пример такого типа в гл. 8.
То, что может происходить внутри и вокруг нейтронной звезды, можно представить с помощью сценария, впервые предложенного Томми Голдом в 1968 г. Нейтронная звезда имеет две выделенные оси: ось вращения и магнитную ось. Земля также имеет два типа полюсов, один — связанный с вращением, а другой — с магнитным полем. Но в противоположность ситуации с Землёй, у которой две оси почти совпадают, в нейтронной звезде они могут быть направлены в разные стороны.
В атмосфере вращающейся звезды существует поток электрически заряженных частиц (электронов). При вращении звезды вращается и её атмосфера, удерживаемая сильным гравитационным полем звезды. Поскольку внешние части этой карусели движутся много быстрее внутренних, заряженные частицы во внешних частях атмосферы имеют большие скорости, приближающиеся к скорости света. Известно, что такие быстрые частицы, находящиеся в магнитном поле, излучают электромагнитные волны. Это излучение вытянуто в узкий луч, похожий на луч вращающегося маячка.
Поэтому, если нам случается оказаться в области пространства, которую пронизывает луч пульсара, мы будем принимать импульсы излучения каждый раз, когда луч проскальзывает мимо нас. Период пульсации, таким образом, просто равен периоду вращения нейтронной звезды вокруг своей оси. В альтернативном сценарии, предложенном Радхакришнаном и Куком, излучение пульсации идёт не из верхних слоёв его атмосферы, а с поверхности звезды, на которой расположены магнитные полюсы. Ещё рано говорить о том, что все детали процессов излучения пульсаров поняты до конца.
Вероятно, пульсар — единственный пример в астрономии, когда звезда была обнаружена сначала не оптическими средствами, а в ином диапазоне электромагнитных волн. Ограниченность объёма книги не позволяет углубляться в детали многих поразительных свойств пульсаров.
Вместо этого мы перейдём к заключительному этапу нашей звёздной одиссеи. Посмотрим, что случится с теми звёздами, которые чересчур массивны, чтобы удержаться на стадии нейтронной звезды, и у которых теперь нет ни ядерного топлива, ни давления вырождения, удерживающих звезду в равновесии.
Глава 10 ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ
С момента рождения жизнь звезды — это непрерывная борьба за сохранение внутреннего равновесия против значительно превосходящих сил. Эти силы, конечно, порождаются собственной массой звезды, т.е. силой сжатия за счёт собственного тяготения. Либо за счёт термоядерного синтеза, либо за счёт давления вырождения звезде удаётся противостоять этой силе каждый раз, когда это необходимо, перестраивая свой внутренний состав и меняя внешний вид. Отдельные части диаграммы Г—Р, где содержатся звёзды главной последовательности, красные гиганты и белые карлики, а также невидимые нейтронные звёзды, показывают, какова степень приспособляемости звёзд к меняющимся условиям. В гл. 9 мы видели, что если масса звезды не превышает некоторых критических значений, она может продолжать существовать либо как белый карлик, либо как нейтронная звезда.
Но что случится с теми звёздами, которые слишком массивны, чтобы на финальной стадии превратиться в белые карлики или нейтронные звёзды? Эддингтон (см. гл. 9) правильно предсказал их судьбу, хотя он чувствовал, что эта судьба так удивительна, что, может быть, она не разрешена законами природы.