От чёрных облаков к чёрным дырам

Нарликар Джаиант

В связи с этим следует, однако, заметить, что всякая новая теоретическая идея, чтобы быть научно состоятельной, должна удовлетворять двум критериям: 1) она должна объяснить наблюдаемые факты; 2) должна существовать возможность показать, что наблюдаемые факты нельзя объяснить никаким другим известным способом.

В настоящее время кажется, что идея о существовании чёрных дыр прекрасно удовлетворяет первому критерию и в меньшей степени — второму.

Глава 11 ПОИСК ПРОДОЛЖАЕТСЯ

Мы завершили нашу звёздную одиссею. Пользуясь методом Пурны для изучения людей, описанным в гл. 1, мы смогли построить разумно согласованную картину того, как образуются звёзды, почему и как долго они светят, почему меняют свой внешний вид и, наконец, как

они завершают свою жизнь. В основе понимания звёзд лежат законы ядерной физики и гравитации.

Но в этой истории остались существенные пробелы, которые все ещё предстоит заполнить. Перечислим их.

Изложенная в гл. 5 картина происхождения Солнечной системы не совсем удовлетворительна. Главная проблема заключается в том, что угловой момент самого Солнца много меньше углового момента планетной системы. Мы отмечали эту трудность в гл. 5 и там же предложили её решение с помощью магнитного поля. Но есть и другая проблема. Направление вращения Солнца и среднее направление вращения планет не совпадают; угол между этими направлениями равен примерно 7 градусов и это трудно объяснить в рамках гипотезы сокращения. Недавно астроном Томми Голд предложил альтернативное решение проблемы. Голд привёл убедительные аргументы в пользу того, что звезда типа Солнца может образоваться за счёт аккреции вещества плотной нейтронной звездой. Хотя сначала звезда может вращаться очень быстро, постепенно в процессе накопления вещества и внутренней перестройки она расширяется, становясь звездой главной последовательности, и в процессе этого её вращение замедляется. Пока ещё рано судить о преимуществах этой новой идеи.

Вторая проблема тоже имеет отношение к Солнцу, той звезде, которую нам следует знать лучше всего. Как обсуждалось в гл. 6, а настоящее время Солнце генерирует энергию за счёт p—p– цепочки реакций в его недрах. В этой цепочке образуется большой поток нейтрино. Эти частицы могут легко выбраться из глубин Солнца наружу, так как они практически не обращают внимания на окружающее вещество. (В противоположность этому фотоны многократно отклоняются от своего пути, прежде чем в конце концов покинуть поверхность Солнца.)

В 1970 г. Дэвис с помощью детектора нейтрино, расположенного глубоко под землёй, осуществил эксперимент по детектированию нейтрино, приходящих ют Солнца. Результаты разочаровали теоретиков. Детектор не зарегистрировал того числа нейтрино от Солнца, которое предсказывается теорией ядерного синтеза. Была зарегистрирована всего лишь одна четверть от предсказанного числа нейтрино, и это расхождение достаточно серьёзно, чтобы вызывать беспокойство. Работает ли детектор должным образом? А может быть, теория не совсем правильна? Или наше понимание свойств нейтрино недостаточно?

Считается, что следующее поколение детекторов солнечных нейтрино будет использовать ядра галлия. Детектор, способный поглотить достаточное число солнечных нейтрино, должен содержать около 50 т галлия, стоимость которого (по ценам 1985 г.) составляет около 25 млн. долл. Чтобы осуществить такой эксперимент, необходимость которого для подтверждения справедливости современных астрофизических представлений о Солнце и других звёздах трудно переоценить, необходимо широкое международное сотрудничество.

Продолжают разрабатываться детали взрыва сверхновых, образования ударных волн и сброса оболочки. Описывающие эти процессы гидродинамические уравнения очень сложны. За их решение удалось взяться главным образом благодаря применению быстрых и эффективных ЭВМ. В ближайшие годы в этой области ожидается значительный прогресс.

Аналогично, эволюция менее массивных звёзд от красного гиганта к белому карлику ещё не до конца количественно разработана. И в этом случае изобретательное использование компьютеров для расчёта быстро меняющихся физических ситуаций поможет получить окончательный ответ.

Выяснение предела на массу стабильных нейтронных звёзд является ещё одной проблемой сегодняшних и будущих исследований, так как это связано с возможностью превращения звезды

в чёрную дыру. Здесь приходится иметь дело с изучением ядерной материи при плотностях, в миллионы миллиардов раз превышающих плотность воды. Существуют ли другие формы сверхплотного вещества, которые могли бы поддержать звезду массой от 5 до 10М в конце её активной ядерной фазы жизни?

Расчёты звёздной эволюции и нуклеосинтеза приводят к оценкам того, каков возраст наблюдаемых звёздных систем. Например, мы уже видели, что большую часть своей активной жизни звезда проводит на главной последовательности. Поэтому система звёзд, завершивших своё пребывание на главной последовательности и перешедшая в область гигантов, должна быть достаточно старой. Примерами таких систем являются шаровые скопления (см. рис. 49). Зная статистику жизни этих звёзд и скорость, с которой протекают процессы термоядерного синтеза на главной последовательности, можно оценить возраст шаровых скоплений. Самые сдержанные оценки этого возраста составляют около 12 млрд. лет, хотя не исключены и значения порядка 18 млрд. лет.

Ещё одно «окно в вечность» для хронологии звёздных событий связано с радиоактивным распадом элементов, образованных в быстром процессе нуклеосинтеза (коротко упомянутом в гл. 7). Например, торий ²³²Th распадается за время 20 млрд. лет, в то время как изотопы урана ²³⁸U и ²³⁵U распадаются за время 6,51 и 1,03 млрд. лет соответственно. Таким образом, отношение распространенностей этих элементов ²³²Th/²³⁸U и ²³⁵U/²³⁸U в метеоритах может дать оценку времени, когда эти элементы впервые образовались в звёздах. Распад рения ¹⁸⁷Re в осмий ¹⁸⁷Os является другим примером радиоактивного распада с большим временем жизни. И здесь оценки времени существования звёзд оказываются порядка 18—20 млрд. лет.

Такой большой возраст ставит проблему перед космологами, занимающимися изучением структуры и эволюции Вселенной как целого. В принятой сейчас картине происхождения Вселенной считается, что она возникла в результате гигантского взрыва, так называемого Большого взрыва. Оценки времени, прошедшего с момента Большого взрыва, зависят от измерений того, насколько быстро расширяется Вселенная сейчас. Наибольший интервал времени, который можно получить из современных наблюдений, составляет 16,5 млрд. лет. Всякая наблюдательная или теоретическая неопределённость в оценке этого числа, называемого обычно «возрастом Вселенной», имеет тенденцию понижать его до значений вплоть до 8—10 млрд. лет. Очевидно, что возраст звёзд слишком велик, чтобы его можно было совместить с возрастом Вселенной. Необходима значительная работа как в космологии, так и в изучении звёздной эволюции, чтобы устранить это расхождение.

С точки зрения задач наблюдений очень важно знать, насколько часты планетные системы вокруг звёзд. До сих пор мы с полной уверенностью можем говорить только об одной планетной системе — о нашей собственной! Космический телескоп и другая изощрённая наблюдательная техника может дать ответ на вопрос, имеются ли планеты у ближайших звёзд. Эта информация поможет теоретикам; во-первых, они смогут проверить теорию (или теории) звездообразования, так как считается, что планеты возникают в процессе образования звёзд; во-вторых, это может помочь при решении вопроса о существовании жизни в каком-то другом месте Галактики. Планета, находящаяся на подходящем расстоянии от своей звезды (как Земля по отношению к Солнцу), может оказаться колыбелью жизни и поддерживать её энергией, получаемой от звезды. Если у ближайших нескольких звёзд обнаружатся планетные системы, то астрономы могут направить свои большие радиотелескопы на них и попытаться перехватить разумные сигналы, возможно, существующих там высокоразвитых цивилизаций!