Открытие Вселенной - прошлое, настоящее, будущее

Потупа Александр

Такая идея проскользнула в небольшой заметке советского физика-теоретика Льва Давидовича Ландау (1908–1968) в связи с поиском удовлетворительной гипотезы о звездных источниках энергии. Заметка была опубликована в 1932 году, и автор не знал еще об открытии нейтрона.

Конкретное и впоследствии оправдавшееся предсказание объектов нового типа сделали через 2 года американские астрономы Вальтер Бааде и Фриц Цвикки. Оценивая энергетику вспышек Сверхновых звезд, они пришли к гипотезе, что «…Сверхновая представляет собой переходную стадию от обычной звезды к нейтронной, состоящей главным образом из нейтронов».

Еще до конца 30-х годов вырисовалась довольно четкая модель. Дальнейшее сжатие белокарликового вещества приводит к тому, что электроны, как бы вдавливаясь в объем протонов, вступают с последними в реакцию, известную как обратный? — распад (р + е- > n +?). Происходит своеобразная нейтронизация атомных ядер, а избыток энергии

излучается в виде нейтрино. Нейтроны слипаются в гигантское ядро, а огромный гравитационный потенциал как бы запирает канал прямого? — распада (n > р + е- +?), то есть образуется вполне стабильный сгусток нейтронного вещества. Характерный размер теперь уже порядка комптоновского радиуса нейтрона ((n = ћ /mnс = 2,1.10^–14 см) и соответствующая ему характерная плотность — порядка ядерной (10¹⁴– 10¹⁵ г/см³). Радиус нейтронной звезды с массой порядка М€ должен быть не более 10–20 км. Оставалось только обнаружить такой объект, и самое любопытное, что фактически это и было сделано Вальтером Бааде и Рудольфом Лео Минковским еще в 30-е годы. Исследуя Крабовидную туманность — след Сверхновой, вспыхнувшей в 1054 году, — они отождествили одну из слабых звездочек с нейтронной, то есть, по гипотезе Бааде Цвикки, — с остатком взрыва. Спектр ее был весьма необычен, он не содержал линий поглощения и излучения, характерных для звезд главной последовательности. Казалось бы, тут и счастливый финал короткой истории. Но вышло все гораздо забавней — как раз факт регистрации звезды оптическими методами и послужил причиной недоверия к сути открытия. Дело в том, что стандартный механизм теплового излучения при обнаруженной светимости звезды Бааде — Минковского (выше L требовал совершенно чудовищных поверхностных температур (что-то около 10¹³ К), иначе звезда не могла бы давать в оптическом диапазоне наблюдаемой яркости. Это и не удивительно — ведь площадь излучающей поверхности нейтронной звезды примерно в миллиард раз меньше площади Солнца.

Под впечатлением оценок такого рода звезда Бааде-Минковского на 3 десятилетия перешла в разряд несколько загадочных объектов — до нетеплового импульсного механизма ее излучения теоретикам дойти не удалось. И между первым и вторым этапом открытия нейтронных звезд пролегла полоса, связанная с серьезнейшим экспериментальным и теоретическим перевооружением астрономии.

В первую очередь речь идет о выходе наблюдений в радиодиапазон. До поры до времени астроном ограничивался обзором неба в интервале отпущенного ему природой зрения [87] . Оптическая картина, как говорится, въелась нам в кровь, но это не значит, что другие участки спектра, недоступные напрямую человеческим органам чувств, содержат менее интересную и полезную информацию. К началу 20 века было ясно, что в принципе Вселенная должна светиться всеми частями электромагнитного спектра, а несколько позднее удалось установить, что Земля обстреливается еще и потоками энергичных элементарных частиц и атомных ядер — космическими лучами.

87

Интервал длин волн, к которому адаптирован глаз: (3,8? 7,8).10^{– 5} см — от фиолетового до красного света. Почти в центре его лежит максимум солнечного спектра, соответствующий? = 4,83.10^{– 5} см — желтому цвету. В условиях иной звезды и иной планеты зрение развивалось бы в другом диапазоне, центральная длина волны которого, грубо говоря, определилась бы через температуру звезды соотношением?max = 0,29/T.

Между тем, старт радиоастрономии выглядел крайне скромно и был связан с исследованием помех во вполне земных передачах. В 1931 году американский инженер Карл Янский установил, что, по крайней мере, часть помех на волне 14,6 м имеет чисто космическую природу. Небосвод оказался довольно сильным источником радиосигналов, но в то время этот замечательный факт не вызвал особого энтузиазма. Диапазон сантиметровых и дециметровых волн не был технически разработан и не привлекал внимания астрономов.

Ситуация резко изменилась в связи с созданием к началу второй мировой войны радиолокационной системы противовоздушной обороны. Огромные средства, брошенные на решение этой жизненно важной задачи, преобразовали микроволновую радиотехнику настолько, что уже к середине 40-х годов можно было довольно уверенно создавать радиокарты неба.

Выяснилось, что Солнце и другие звезды являются интенсивными генераторами микроволнового излучения, радиоволны может испускать также межзвездная среда. Более того, радиокарты во многом не похожи на то, что мы привыкли видеть на картах оптических. Мощнейшие радиоисточники могут быть практически невидимы в обычном свете, и наоборот, яркие оптические объекты — ничем не выделяться в радиодиапазоне.

Новый «орган чувств» позволил вписать в историю астрономии много славных страниц — о некоторых я еще упомяну. Быть может, самая любопытная из них связана со вторым — на этот раз окончательным — открытием нейтронных звезд, и на ней мы сосредоточим внимание.

Открытие это произошло в какой-то степени случайно, во всяком случае, как и первое предсказание нейтронных звезд, оно появилось в качестве побочного результата в исследовательской программе, ставящей иную цель. В 1967 году группа кембриджских астрономов во главе с Энтони Хьюишем приступила на новом радиотелескопе к изучению очень важной проблемы мерцания в диапазоне = 3,7 м. Они хотели установить характер колебаний потока радиоизлучения, обусловленных межзвездной средой, и обзавелись весьма чувствительной аппаратурой, которая позволяла хорошо разрешать сигналы во времени.

В конце лета практикантка Хьюиша Хоселин Белл, внимательно просмотрев ленты с записью сигналов, установила, что на случайный шум накладываются четкие периодические всплески. Этот эффект привлек внимание всей группы, и вскоре выяснилось, что наземные помехи тут ни при чем — источник всплесков находится на небе, причем на вполне определенном его участке. К концу осени существование космического радиоисточника с периодом около 4/3 с подтвердилось. Так был открыт первый пульсар СР1919 (Cambridge Pulsar с прямым восхождением 19 часов 19 минут), а через некоторое время еще три аналогичных объекта.

О первоначальном замешательстве в связи с этим открытием свидетельствует тот факт, что все четыре пульсара были закодированы как LGM1, LGM2 и т. д. (от Little Green Men — буквально «зеленые человечки»), иными словами, группа Хьюиша с немалой вероятностью допускала, что получено сообщение от внеземной цивилизации. Образ — дань модной традиции, согласно которой экипажи летающих тарелок, о которых ходило немало слухов (и ходит до сих пор!), состоят из каких-то небольших зеленых существ. Однако после публикации первой заметки в феврале 1968 года (журнал «Nature») туман быстро рассеялся. Открытия Кембриджской группы были подтверждены другими радиообсерваториями, до конца 1968 года поступили сообщения о добром десятке других пульсаров. В 1969 году выяснилось, что пульсаром является и звезда Бааде — Минковского в Крабовидной туманности.

Природу исходного удивления понять не так уж сложно. Астрономические объекты, способные изменять свое состояние в целом за 1 секунду, — явление, по крайней мере, странное. Они должны иметь очень малые размеры и, с этой точки зрения, похожи на какие-то искусственные сооружения. Единственный выход — считать, что объект со светимостью звездного уровня и малым радиусом (порядка 10 км) представляет собой настоящую нейтронную звезду.

Сначала думали, что всплески излучения действительно обусловлены пульсацией нейтронной звезды. Теория позволяла объяснить такой моделью периоды до 1–2 секунд, но в том же Крабе пульсар PSR0531 + 21 продемонстрировал период 0,033 с, что потребовало совершенно новых идей по поводу механизма излучения.

Пульсар представляет собой быстро вращающуюся нейтронную звезду с чрезвычайно сильным (до 10¹² Гаусс) магнитным полем. Излучение концентрируется вблизи магнитных полюсов, которые и носятся вокруг оси вращения с определенным периодом. Можно сказать, что с наблюдаемыми пульсарами нам повезло — эти импульсные маяки удачно сориентированы относительно Солнечной системы.

Модель пульсара

Очень интересной особенностью новых объектов оказалась их довольно быстрая эволюция. Видимо, периоды всех пульсаров возрастают — энергия вращения понемногу теряется. Самые молодые пульсары вращаются быстрее, и темп потери угловой скорости у них несколько выше. Пример тому — самый быстрый пульсар PSR 0531+21, который увеличивает период на 36,5 наносекунд в сутки [88] . Вероятно, теоретически возможный период обращения не может быть меньше 0,001 с. Если считать, что рост начинается именно от этой величины, то с учетом более высокого начального темпа следует признать возраст этого пульсара порядка 1000 лет. Это хорошо согласуется с датой вспышки Сверхновой в Крабе в 1054 году.

88

Осенью 1982 года был обнаружен пульсар 1937 + 215 в созвездии Лисичка с периодом Т = 1,56.10^{– 3} с, т. е. вращающийся в двадцать с лишним раз быстрее пульсара в Крабе.