Очерки о Вселенной
Шрифт:
Такая звезда по величине была бы подстать астероидам. Наперсток с нейтронами весил бы сто миллионов тонн. Вся масса Земли, превращенная в нейтроны, поместилась бы внутри шара диаметром полтораста метров. Отсюда уже недалеко и до узелка, в котором была заключена вся земная тяжесть и который пытался поднять былинный богатырь Святогор.
Согласно расчетам нейтронная звезда должна была бы излучать мощный поток рентгеновских лучей, по которому такую крошку только и можно было бы обнаружить. В середине шестидесятых годов на небе впервые было обнаружено несколько самых мощных источников рентгеновских лучей. Один из них совпал с упоминавшейся выше туманностью Кассиопея А, а другой - с Крабовидной туманностью. Но рентгеновское излучение внутренних областей туманностей, оставленных сверхновыми звездами, относится к самим туманностям и, по-видимому, также имеет синхротронную природу.
«Оставим
Звездные волчки-пульсары и «черные дыры»
Первый пульсар был открыт английским радиоастрономом Э. Хьюишем и его сотрудниками в конце 1967 г. ... Это была крупнейшая, неожиданная «новинка». С «пустого» как будто места неба обнаружили идущие в Космос короткие радиоимпульсы, повторяющиеся с исключительной стабильностью с периодом не менее секунды. В начале можно было подумать, не искусственные ли это сигналы какой-нибудь внеземной цивилизации! Стабильность импульсов у известных нам пульсаров, число которых теперь перешло за сотню, сочетается с большими вариациями интенсивности их импульсов и степени поляризации их излучения. Периоды их пульсации от 4 до 1/50 секунды, т. е. довольно однообразны. Однако периоды обычно увеличиваются, реже уменьшаются и иногда скачками. Замечательно, что наряду с пульсацией радиоизлучения обнаружилось и пульсирующее рентгеновское излучение. Наконец, у пульсара, обозначаемого NP 0532, обнаружилась и оптическая пульсация - после того как он оказался тождественным со слабой звездочкой, которая является остатком сверхновой звезды, породившей при вспышке Крабовидную туманность в созвездии Тельца, о которой мы уже рассказывали. Но это пока единственный пульсар, который виден. У пульсаров иногда наблюдаются резкие, скачкообразные изменения периодов. Это может происходить от «звездотрясений», вызывающих быструю и резкую перестройку строения нейтронной звезды-карлика, либо от мощного выброса плазмы наружу. Пульсары заметно концентрируются к Млечному Пути,- следовательно, они находятся внутри нашей Галактики. Расстояния до них можно оценить лишь очень грубо, косвенными методами. Они составляют сотни, чаще несколько тысяч световых лет, и пульсары, кроме одного, пока невидимы потому, что их световое излучение, вероятно, очень - очень слабо. Большинство специалистов убеждены в том, что пульсары - это крохотные нейтронные звезды с диаметром в несколько километров, вращающиеся с периодами в доли секунды. Их вполне можно назвать «звездными волчками». Массы пульсаров должны быть сравнимы с массой Солнца, но при плотности в центре около 1015 г/см3 и сильнейшей намагниченности. (Магнитное поле пульсара может достигать напряжения 1013 эрстед.) Наблюдаемые нами пульсации излучения должны происходить от существования радиоизлучающих областей на поверхности, вращающихся вместе со звездой по отношению к нам. Вместе с тем вращается и магнитное поле. Модели пульсаров и механизмов излучения ими энергии изучаются теоретически.
Общая теория относительности допускает, что под действием силы тяжести, когда давление газа становится меньше гравитационного, сжатие происходит катастрофически - быстро наступает коллапс. Если масса звезды больше чем 1,2 массы Солнца, но меньше двух масс Солнца, сжатие приводит к превращению звезды в нейтронную. Но если масса звезды больше указанной, то сжатие происходит дальше, минуя так называемый радиус Шварцшильда. Ни луч света, ни вещество не могут из нее выйти наружу, она становится невидимой. Мы говорили выше о кометах - «видимом ничто», а здесь мы имеем невидимое «что-то» - принципиально невидимое, ничтожного размера, но с большой массой. Это «что-то» даже и звездой назвать неудобно. Это вначале чисто теоретическое образование стали называть «черной дырой» (не смешивать с понятием о «черном теле» в физике!), - «черной дырой» потому, что она не светится и потому что она представляет собой «особую точку» в пространстве. Обсуждение возможных свойств «черных дыр» и их поиски являются сейчас модной темой для физиков и астрономов.
Появились соображения, что при падении газа на «черную дыру» этот газ может излучать достаточно много энергии для того, чтобы быть видимым, и что «черная дыра», обращающаяся с коротким периодом в паре с видимой звездой, может быть обнаружена по ее движению. В случае некоторых затменных переменных звезд было обнаружено рентгеновское излучение, как у пульсара. При этом полагают, что вокруг звезды обычного типа обращается по орбите на близком расстоянии «черная дыра». Она излучает подобно пульсару, в который превращается звезда неизвестного типа, вспыхнувшая как сверхновая. Излучает здесь в рентгеновском диапазоне собственно диск горячего газа - плазмы, перетекающей к «черной дыре» от звезды видимой. Массы объектов, считаемых предварительно «черными дырами» (они входят в пары), определяются по периоду обращения и скорости движения - эти величины зависят от масс компонент. Оценки давали для «черных дыр» несколько масс Солнца. В 1974 г. был обнаружен радиопульсар с частотой излучения, меняющейся вследствие его орбитального движения. Изучение его движения приводит к массе, равной солнечной. Это согласуется с представлением о том, что «черные дыры» суть коллапсировавшие звезды, как бы мертвые звезды - последняя стадия их существования.
На Международном астрономическом съезде в Варшаве в 1973 г. специалисты сообщили, что по расчетам при начальной массе звезды более 10 масс Солнца термоядерный синтез в их ядрах приводит к образованию железного ядра внутри них с плотностью 8 г/см3. Цри повышении температуры свыше 5•109 градусов происходит гравитационный коллапс в форме вспышки сверхновой звезды и образования нейтронного пульсара, если масса железного ядра меньше двух солнечных масс, и «черной дыры» при большей массе. Наблюдения пока ничего не могут сказать о том, что представляют собой звезды перед своей вспышкой как сверхновые.
Сказанное здесь сопоставьте с тем, что рассказывается об эволюции звезд вообще в главе 11. Для лучшего же ознакомления со сверхновыми звездами прочитайте книгу Ю. П. Псковского «Новые и сверхновые звезды» («Наука», 1974).
Глава 9. Мир звездных скоплении и рассеянных газов
Рассеянные и шаровые звездные скопления и ассоциации
Рассеянные и шаровые звездные скопления отличаются друг от друга по виду примерно так же, как неорганизованные толпы людей отличаются от дивизий солдат, построенных в строгом порядке.
Рассеянные скопления находятся внутри нашей звездной системы - Галактики и расположены в ней вперемежку с одиночными звездами: они как бы крупные населенные пункты внутри страны. За их положение в пространстве их иногда и называют галактическими, а за слабую концентрацию звезд к центру скопления их и назвали рассеянными. Звезд в них бывает тысячи, и разбросаны они в пространстве без особой правильности, как палатки цыганского табора.
Примером рассеянных скоплений являются Плеяды. В народе их называют где Стожарами, где - Утиным гнездышком, а где Волосожаром. Осенью они восходят вечером, а зимой вечером стоят уже высоко в небе. Невооруженный глаз средней зоркости видит в этой кучке шесть звезд, а зоркий глаз - от семи до одиннадцати. В поле же зрения телескопа здесь мерцают сотни звезд всевозможного блеска. Принадлежность звезд к данному скоплению обнаруживается из общности их движения в пространстве. Так можно бывает выделить звезды, более к нам близкие или далекие, случайно проектирующиеся на звездное скопление.
Измеряя видимые звездные величины звезд в скоплениях и их спектры или определяя цвета, что доступнее и проще, можно составить для них подобие диаграммы светимостей - спектров. Она чаще всего похожа на такую же диаграмму, составленную для ближайших окрестностей Солнца. Диаграмма эта обычно оказывается неполной из-за отсутствия ветви гигантов (и, конечно, из-за невозможности увидеть в далеких скоплениях белые карлики).
Рис. 165. Фотография рассеянного (галактического) звездного скопления Плеяды
Сравнивая ее с диаграммой для окрестностей Солнца и, так сказать, приравнивая их друг к другу, можно определить разность m - М, т. е. разность между видимой звездной величиной звезд каждого спектрального класса в скоплении и их абсолютной
звездной величиной, а по этой разности, как мы видели, легко подсчитать расстояние до скопления. Зная же расстояние и измерив видимый угловой диаметр скопления, легко определить линейный диаметр скопления в световых годах. Например, Плеяды отстоят от нас на 320 световых лет, и диаметр этой группы звезд - около 30 световых лет.