Загадки для знатоков. История открытия и исследования пульсаров
Шрифт:
— вспомните, как решаются задачи, похожие на данную,
— дайте в двух словах образное определение сути задачи,
— подумайте, как бы эту задачу решили сказочные персонажи,
— попробуйте войти в образ объекта, о котором говорится в задаче, и начните рассуждать с его точки зрения.
Однажды американский изобретатель Ч. Кеттеринг создал проект легкого мотора, в котором стальные поршни были заменены алюминиевыми. Один из членов комиссии, обсуждавшей проект, решил, что изобретатель шутит. Ведь алюминий просто не выдержит нагрузок! «Вы уверены?» — спросил Кеттеринг. «Конечно, ведь я раньше работал инженером». — «Допустим, — сказал изобретатель, — но я сомневаюсь в том, что вы работали поршнем в двигателе…»
Синектика — шаг вперед по сравнению с мозговым штурмом. При
А в методе фокальных объектов главная цель — навязать совершенно случайные аналогии, которые могут помочь найти решение. Этот метод способен вызвать неожиданные ассоциации. Выбирается совершенно случайно какой-нибудь объект, называемый фокальным, и его свойства переносятся на объект исследований. Этот метод, как и синектика, как и мозговой штурм, как и морфологический анализ, увеличивает вероятность рождения неожиданной идеи.
Глава пятая
От обычных звезд к нейтронным. Структура нейтронных звезд. Рентгеновские источники. Четыре способа обнаружения нейтронных звезд. Как тренировать воображение!
Наука, как и все виды искусства, требует воображения. Первое, для чего оно нужно, — это увидеть предмет исследования.
Наш поиск нейтронных звезд затянулся. Кому может понравиться расследование, в котором автор, раззадорив фантазию читателя, наговорив ему о том, что нужно мыслить раскованно, сам топчется на месте, вместо того чтобы вести дело к развязке?
Однако причины временного затишья в исследованиях нейтронных звезд были объективными. И объективные же причины привели затем, в шестидесятых годах, к взрывоподобному росту интереса к нейтронным звездам…
К концу пятидесятых годов положение в теории звездной эволюции стабилизировалось. Никто не сомневался в том, что ассоциации звезд существуют и что именно в ассоциациях, группами, возникают звезды. Но вот из чего они возникают — из межзвездного газа или из гипотетических сверхплотных Д-тел, введенных в астрофизику В. А. Амбарцумяном, — на этот вопрос еще не было твердого ответа. Однако если уж. звезда как-то образовалась, то можно проследить дальнейший ход ее эволюции. Это оказалось возможным сделать именно в конце пятидесятых годов, когда астрофизики начали использовать для своих расчетов электронно-вычислительные машины. По нашим сегодняшним меркам эти ЭВМ были громоздкими и медлительными, но уже могли выполнять вычисления, на которые прежде уходили годы. Применение ЭВМ позволило астрофизикам взяться за решение сложнейшей теоретической задачи, давно дожидавшейся своего часа. Задачи о внутреннем строении звезды. Задачи о звездной эволюции.
Обычная звезда — нагретый газовый шар, и действуют в ней газовые законы. Или, как говорят физики, уравнение состояния звездной материи есть уравнение состояния высокотемпературной плазмы. Дело, однако, усложняется оттого, что в звезде идут ядерные реакции синтеза — они-то и разогревают звезду. Реакции идут в самых горячих и плотных областях звезды, в ее центральной части, о строении которой нам пока ничего не известно — ведь видим мы лишь поверхность звезды, ее фотосферу. Энергия, которая выделяется при ядерном синтезе, должна проделать сложный путь в недрах звезды, пронзить всю ее толщу, прежде чем достигнет фотосферы и излучится в пространство. Ни одному кванту света — фотону — это не под силу, звезда непрозрачна. Фотон поглощается, пройдя в веществе звезды очень небольшое расстояние. А вместо поглощенного фотона излучается другой — в ином направлении и с иной частотой. Процесс поглощения и излучения занимает время, и энергия, выделившаяся сегодня в центре звезды от слияния четырех атомов водорода в один атом гелия, достигнет фотосферы и излучится в космос через много лет, претерпев множество превращений.
Да и само вещество звезды тоже не статично — в нем постоянно перемешиваются слои плазмы, опускаются и поднимаются, в них постоянно возникают и гаснут вихри. Звезда — газовый шар, говорим мы. Но за этими простыми словами скрывается очень сложное и богатое физическое содержание. Чтобы хоть приближенно разобраться в строении этого
Когда астрофизики-теоретики начали рассчитывать звездные модели, стала проясняться истинная картина эволюции звезды. Вот она в нескольких словах.
Звезды рождаются с разными массами — от десятых долей массы Солнца до десятков солнечных масс. В их недрах начинает гореть водород, превращаясь в гелий. Постепенно водород «выгорает», ядро звёзды сжимается, поскольку из-за нехватки горючего газовое давление в нем падает, и тогда начинают идти более сложные реакции, требующие более высоких температур и плотностей — загорается гелий. Эта стадия эволюции протекает значительно быстрее. В ядре уже нечему гореть, и реакции идут в тонком слое между ядром и оболочкой звезды. Давление на оболочку увеличивается, оболочка «разбухает», звезда становится красным гигантом, и тут… И тут ее структура становится настолько сложной, что даже современные ЭВМ часто не в силах помочь.
Помогают наблюдения. Стадия красного гиганта — одна из последних в жизни звезды. Ядро красного гиганта успевает за короткое время так сжаться, что, в сущности, представляет собой почти белый карлик. «Неполный карлик» — такое выражение можно встретить в фантастическом рассказе М. Лейнстера. Если найдется сила, которая «сдерет» с красного гиганта его оболочку, то ядро со временем превратится в обычного белого карлика.
А если масса ядра больше предела, установленного С. Чандрасекаром для белых карликов? Прежде, как вы помните, с этой проблемой расправлялись быстро: звезда в течение эволюции теряет всю лишнюю массу и все равно становится белым карликом. Но в конце пятидесятых годов стало ясно, что это может быть и не так. И теоретики забеспокоились — как же быть с массивными звездами?
Так сверхплотные звезды снова привлекли внимание ученых. В тридцатые годы нейтронными звездами и катастрофическим коллапсом занялись прежде всего физики — им было интересно, какие следствия можно вывести из уравнений общей теории относительности. А в конце пятидесятых годов сверхплотными телами заинтересовались астрофизики, причем с конкретной астрофизической целью: какую предельную массу может все же иметь нейтронная звезда?
Вы помните, что Р. Оппенгеймер и Дж. Волков получили для предельной массы нейтронной звезды значение 0,7 массы Солнца? Это вдвое меньше предельной массы белого карлика. Если это действительно так, то среди небесных тел нейтронных звезд не должно быть. Ведь если масса звезды меньше, чем 1,4 массы Солнца, то звезда эволюционирует к состоянию белого карлика. А если масса больше, то наступит катастрофический коллапс, беспредельное сжатие. В обоих случаях нейтронная звезда не возникает. И как быть, наконец, с южной звездой в Крабовидной туманности — что она такое? Столь малое значение предельной массы нейтронной звезды астрофизиков не устраивало.
Для спасения идеи о существовании Д-тел, из которых, по мысли В. А. Амбарцумяна, возникают звезды, нужны были массы сверхплотных конфигураций, достигающие сотен масс Солнца! Ведь по гипотезе В. А. Амбарцумяна, десятки массивных звезд возникают в ассоциации из одного дозвездного тела. Вот еще одна причина роста интереса к нейтронным звездам.
Однако первым после долгого перерыва на важность исследований сверхплотных звезд обратил внимание все же не астроном, а физик — американский ученый Дж. Уилер. В 1958 году вышла его книга «Строение Вселенной». Дж. Уилер писал, что проблема коллапсирующих звезд — не локальная астрофизическая задача. Нужно смотреть значительно шире. Это большая философская проблема, решение которой способно перевернуть представления о мироздании. Речь идет о том, до каких пределов можно применять известные физические законы и теории. Нейтронные звезды обладают плотностями, с которыми физики никогда не сталкивались. А на сфере Шварцшильда тяготение и вовсе бесконечно — с чем подобным сталкивались физики прежде? Кто может уверенно утверждать, что обычные физические законы будут действовать и в таких экстремальных условиях? Ньютоновская теория тяготения верна, когда поля очень слабые. Эйнштейновская теория была проверена экспериментально в полях не очень слабых, но и не в сильных. Самое сильное поле тяжести, для которого был проверен эффект красного смещения, — поле тяжести белого карлика. Там эйнштейновская теория действует. Но нейтронные звезды обладают полями в тысячи раз более Сильными! А при коллапсе поле увеличивается в бесконечное число раз! Верна ли эйнштейновская теория тяготения здесь?