Мечта Эйнштейна. В поисках единой теории строения
Шрифт:
Позже Чандрасекар направил свою работу вместе с возражениями Эддингтона в Копенгаген Л. Розенфельду, а тот передал все материалы Нильсу Бору. Бор поразился рассуждениям Эддингтона и назвал их ерундой. В итоге Розенфельд написал Чандрасекару: «Может быть, Вы подвигнете Эддингтона излагать свои взгляды способом, доступным простым смертным?».
Ещё несколько известных учёных с одобрением отнеслись к работе Чандрасекара, но прошло немало лет, прежде чем его результаты получили признание. Полностью он изложил их в книге «Введение в учение о строении звёзд», а затем оставил изучение белых карликов.
К счастью, идеи Чандрасекара в конце концов возобладали, и астрономы поверили в существование критической массы. Но оставалась другая
Вернёмся к рассказу о жизненном цикле звезды. Раньше мы видели, что в нашем Солнце гелий будет выгорать в виде взрыва, образуя «гелиевую вспышку». В конце концов всё вернётся к равновесию и гелий будет мирно выгорать, превращаясь в углерод и кислород. Эти элементы никогда не выгорят из-за того, что температура будет недостаточно высокой.
В более массивных звёздах дело обстоит по-иному. Рассмотрим звезду массой примерно в десять раз больше солнечной. В такой звезде не будет гелиевого взрыва; углерод, образующийся в центре звезды после выгорания гелия, также начнёт выгорать, когда температура достигнет примерно 3 миллиардов градусов. Затем начнут образовываться неон, магний, кремний, фосфор, сера и никель до тех пор, пока внутренняя часть звезды не будет состоять из многочисленных слоев горящих элементов, вложенных друг в друга. Отметим, что именно так образовалось большинство элементов Вселенной.
Но тут происходит заминка. Когда в сердцевине звезды образуется железное ядро, процесс горения прекращается, так как железо не горит. Однако к тому времени, когда образуется железное ядро, давление и температура достигают таких значений, что электроны и протоны «вдавлены» друг в друга, в результате чего остаются лишь не имеющие заряда частицы, называемые нейтронами. Нейтроны занимают гораздо меньше места, чем электроны, и поэтому сердцевина начинает ещё больше сжиматься, генерируя дополнительную тепловую энергию, что ускоряет процесс сжатия. При этом образуется большое число нейтрино, которые в отличие от протонов легко проходят сквозь внешние слои звезды и почти мгновенно уносятся от неё. В центре звезды создаётся недостаток энергии, а это ещё больше ускоряет сжатие. За считанные секунды поток нейтрино возрастает в миллионы раз, но из-за увеличения плотности внешних слоев звезды при сжатии нейтрино не в состоянии проникнуть сквозь них. Логично ожидать, что оказавшиеся в ловушке нейтрино отбрасывают внешние слои наружу, но последние данные показывают, что внешние слои «отскакивают», оттолкнувшись от сердцевины звезды. Как бы то ни было, за какие-то секунды развивается колоссальный взрыв – рождается сверхновая.
Помимо выброса в пространство уже накопленных тяжёлых элементов сверхновая выполняет и другую важную функцию. Мы уже видели, что в процессе горения звезды образуются элементы вплоть до железа. А откуда берутся более тяжёлые элементы, такие как серебро, золото и уран? По современным теориям они образуются непосредственно в процессе взрыва сверхновой.
Но мы не дали ответа на ещё один важный вопрос: а что остаётся после разлёта внешних слоев? В 1933 году сотрудник обсерватории Маунт-Вилсон Фриц Цвики предположил, что в результате взрыва образуется маленькая состоящая из нейтронов звёздочка, называемая нейтронной звездой. Через несколько лет вместе с другим сотрудником той же обсерватории Вальтером Баале Цвики приступил к детальному изучению сверхновых. Поскольку в нашей Галактике их очень мало (один взрыв происходит в среднем раз в 50 лет), учёные решили поискать их в других галактиках. В результате трёхлетних наблюдений над примерно 3000 галактик им удалось обнаружить 12 сверхновых.
Предположение Цвики о существовании нейтронных звёзд было, конечно, очень смелым, и, к сожалению, мало кто обратил на него внимание. Некоторые вопросы, связанные с поведением
В результате образования нейтронов из электронов и протонов рождается объект с гораздо большей плотностью, поскольку нейтроны занимают меньше места, чем электроны. Кроме того, Оппенгеймер и Волков показали, что, как и в случае белого карлика, тут наблюдается давление вырождения, только это нейтронное давление вырождения, и потому оно может удерживать бо?льшие массы, примерно до 3,2 массы Солнца. Но тогда возникает ещё один вопрос – что же происходит со звёздами, у которых масса больше 3,2 солнечной?
Нельзя сказать, чтобы новые результаты произвели на астрономов большое впечатление, ведь тогда ещё не было зарегистрировано ни одной нейтронной звезды, и само их существование было сомнительно. Прошло много лет, прежде чем их обнаружили.
В начале 60-х годов Энтони Хьюиш из Кембриджа разработал методику выделения узких участков спектра излучения удалённых источников, таких как галактики. За несколько лет до этого были обнаружены объекты, похожие на звёзды, которые назвали квазарами, – они-то и были источниками такого излучения, и Хьюиш считал, что его метод можно будет применить для определения их местоположения. Для этой цели требовался особый вид радиотелескопа, чувствительный к резким изменениям частоты (в те времена большинство телескопов было другого типа). Он решил построить такой телескоп и с помощью нескольких студентов соорудил его на площади два гектара из мачт и проводов.
Вместе со студентами работала аспирантка Джослин Белл. В июле 1967 года сооружение телескопа было закончено, и ей поручили расшифровывать те километры записей, которые он выдавал. Одной из её обязанностей было выделение всех помех искусственного происхождения. Через несколько недель она заметила нечто, весьма напоминающее промышленные помехи, хотя и не совсем обычные. Сигнал повторялся каждую ночь примерно в одно и то же время. Белл это заинтересовало, и она поделилась своими наблюдениями с Хьюишем. Тот посоветовал сделать скоростную запись, чтобы подробно рассмотреть структуру сигнала, но когда Белл подготовила аппаратуру, сигнал исчез. Она неделями ждала его возобновления, но потом махнула рукой. Однако стоило ей отправиться на лекцию в Кембридж, как сигнал появился снова. На следующий день ей удалось сделать скоростную запись, которая, к её удивлению, показала, что сигнал состоит из ряда равномерно распределённых пиков с интервалом в 1,3 с. Она сообщила об этом Хьюишу, и он ответил: «Ну что ж, всё ясно, это помехи искусственного происхождения». В отличие от Белл, Хьюиш понимал, что астрономический объект – за исключением, разве что белого карлика или нейтронной звезды, чьё существование ещё не было установлено, – испускать сигнал такой частоты не может.
Официально об открытии Белл было объявлено в январе 1968 года, и эта новость произвела в астрономическом мире сенсацию. Кое-кто из астрономов высказал даже предположение о том, что наблюдались сигналы внеземных цивилизаций. Это явление привлекло внимание теоретиков, которых интересовало, не может ли источником сигнала быть белый карлик. Однако расчёты показали, что белые карлики (даже если допустить, что они пульсируют) не могут быть источником излучения, так как диапазон возможных периодов слишком велик. Нейтронные же звёзды дают излучение слишком высокой частоты. Название «пульсар» им явно не подходит.