Вселенная, жизнь, разум
Шрифт:
Развитие современной физики открывает возможность прямой наблюдательной проверки теории внутреннего строения звезд, и в частности Солнца. Речь идет о возможности обнаружения мощного потока нейтрино, который должно испускать Солнце, если в его недрах имеют место ядерные реакции. Хорошо известно, что нейтрино чрезвычайно слабо взаимодействует с другими элементарными частицами. Так, например, нейтрино может почти без поглощения пролететь через всю толщу Солнца, в то время как рентгеновское излучение может пройти без поглощения только через несколько миллиметров вещества солнечных недр. Если представить себе, что через Солнце проходит мощный пучок нейтрино с энергией каждой частицы в 10 млн. эВ, то из нескольких десятков миллионов нейтрино поглотится только одно. Отсюда ясно, что обнаружить поток солнечных нейтрино чрезвычайно трудно. Вместе с тем это представляется весьма заманчивым, так как обнаруженные каким-либо способом солнечные нейтрино приходят
Каков же ожидаемый поток нейтрино от Солнца? Если, например, в его недрах идет углеродно-азотная реакция, то, как оказывается при превращении четырех ядер водорода в одно ядро гелия образуются два нейтрино. При «протон-протонной» реакции выход нейтрино будет другой. Энергетический спектр солнечных нейтрино сильно зависит от температуры центральных областей Солнца. Ожидаемая величина потока энергии от Солнца в форме нейтрино составляет несколько процентов от всего потока солнечного излучения. Это очень много.
Как же обнаружить поток солнечных нейтрино? Идею такого эксперимента впервые предложил много лет тому назад академик Б. М. Понтекорво. Солнечное нейтрино, взаимодействуя с ядром изотопа хлора 37Cl, захватывается последним. При этом изотоп хлора превращается в радиоактивный изотоп аргона 37Ar и испускается электрон. По причине исключительно слабого взаимодействия нейтрино с веществом такие процессы будут происходить чрезвычайно редко. Поэтому установка для обнаружения солнечных нейтрино выглядит весьма необычно. Представьте себе большое количество специальных цистерн, наполненных прозрачной жидкостью перхлорэтиленом (C2Cl4). Количества этой жидкости достаточно, чтобы, например, заполнить большой бассейн для плавания. В таком гигантском количестве перхлорэтилена можно ожидать образования около десятка изотопов аргона ежедневно из-за захвата солнечных нейтрино ядрами 37Cl, входящими в состав жидкости. Оказывается, что средства современной экспериментальной физики позволяют обнаружить это ничтожно малое количество вновь образовавшихся изотопов аргона.
Эту установку можно рассматривать как своеобразный гигантский термометр для измерения температуры центральных областей Солнца, ибо количество вновь образовавшихся изотопов аргона сильно зависит от энергетического спектра солнечных нейтрино, который, как уже упоминалось выше, чувствительно зависит от температуры солнечных недр. Приходится только удивляться возможностям человеческого разума. Такой эксперимент был выполнен в США. Оказывается, что солнечных нейтрино раз в десять меньше, чем можно было ожидать. Возможно, это объясняется несовершенством существующих моделей солнечных недр, хотя причины могут быть и более глубокими (см. книгу автора «Звезды:…»).
Вернемся, однако, к вопросу о дальнейшей эволюции звезд. Что с ними произойдет, когда реакция «гелий — углерод» в центральных областях исчерпает себя, так же как и водородная реакция в тонком слое, окружающем горячее плотное ядро? Какая стадия эволюции наступит вслед за стадией красного гиганта? Совокупность данных наблюдений, а также ряд теоретических соображений говорят о том, что на этом этапе эволюции звезды, масса которых меньше, чем 1,2 массы Солнца, существенную часть своей массы, образующую их наружную оболочку, «сбрасывают». Такой процесс мы наблюдаем, по-видимому, как образование так называемых «планетарных туманностей» (рис. 18, не сканировался). После того как от звезды отделится со сравнительно небольшой скоростью наружная оболочка, «обнажатся» ее внутренние, очень горячие слои. При этом отделившаяся оболочка будет расширяться, все дальше и дальше отходя от звезды.
Мощное ультрафиолетовое излучение звезды — ядра планетарной туманности — будет ионизовать атомы в оболочке, возбуждая их свечение. Через несколько десятков тысяч лет оболочка рассеется и останется только небольшая очень горячая плотная звезда. Постепенно, довольно медленно остывая, она превратится в белый карлик.
Таким образом, белые карлики как бы «вызревают» внутри звезд — красных гигантов — и «появляются на свет» после отделения наружных слоев гигантских звезд. В других случаях сбрасывание наружных слоев может происходить не путем образования планетарных туманностей, а путем постепенного истечения атомов. Так или иначе белые карлики, в которых весь водород «выгорел» и ядерные реакции прекратились, по-видимому, представляют собой заключительный этап эволюции большинства звезд. Логическим выводом отсюда является признание генетической связи между самыми поздними этапами эволюции звезд и белыми карликами. Постепенно остывая, они все меньше и меньше излучают, переходя в невидимые «черные» карлики. Это мертвые, холодные звезды очень большой плотности, в миллионы раз плотнее воды. Их размеры меньше размеров земного шара, хотя массы сравнимы с солнечной. Процесс остывания белых карликов длится много сотен миллионов лет. Так кончает свое существование большинство звезд. Однако финал жизни сравнительно массивных звезд может быть значительно более драматическим. Об этом будет идти речь в главе 5.
Мы неоднократно подчеркивали, что скорость эволюции звезд определяется их первоначальной массой. Так как по ряду признаков со времени образования нашей звездной системы — Галактики — прошло около 15–20 млрд. лет, то за это конечное (хотя и огромное) время весь описанный эволюционный путь прошли только те звезды, массы которых превышают некоторую величину. По-видимому, эта «критическая» масса всего лишь на 10–12 % превышает массу Солнца. С другой стороны, как уже подчеркивалось, процесс образования звезд из межзвездной газопылевой среды происходил в нашей Галактике непрерывно. Он происходит и сейчас. Именно поэтому мы наблюдаем горячие массивные звезды в верхней левой части главной последовательности. Но даже звезды, образовавшиеся в самом начале формирования Галактики, если масса их меньше чем 1,2 солнечной, еще не успели сойти с главной последовательности. Заметим, кстати, что темп звездообразования в настоящее время значительно ниже, чем много миллиардов лет назад. Солнце образовалось около 5 млрд. лет назад, когда Галактика уже давно сформировалась и в основных чертах была сходна с «современной». Вот уже по крайней мере 4,5 млрд. лет оно «сидит» на главной последовательности, устойчиво излучая благодаря ядерным реакциям превращения водорода в гелий, протекающим в его центральных областях. Сколько еще времени это будет продолжаться? Расчеты показывают, что наше Солнце станет красным гигантом через 8 млрд. лет. При этом его светимость увеличится в сотни раз, а радиус — в десятки. Эта стадия эволюции нашего светила займет несколько сот миллионов лет. (Удивительно, что такую эволюцию Солнца предсказал Уэллс задолго до возникновения теоретической астрофизики. Его путешественник во времени, как, может быть, помнит читатель, увидел в далеком будущем над пустынным океаном огромное красное Солнце… Правда, Уэллс не учел, что температура Земли при этом была бы очень высокой, порядка 300–500 °C. Ведь светимость такою Солнца — красного гиганта, очень велика… Но, не будем мелочно придираться к великому провидцу…) Наконец, тем или иным способом разбухшее Солнце сбросит свою оболочку и превратится в белый карлик. Вообще говоря, нам, конечно, небезразлична судьба Солнца, так как с нею тесно связано развитие жизни на Земле.
5. Сверхновые звезды, пульсары и черные дыры
В предыдущей главе была набросана картина эволюции «нормальной» звезды от момента ее зарождения в виде сгустка сжимающейся газопылевой туманности до глубокой «старости» — сверхплотного холодного «черного» карлика. Однако не все звезды проходят такой «спокойный» путь развития. Некоторые на заключительном этапе своей эволюции взрываются, вспыхивая могучим космическим фейерверком. В таких случаях говорят о вспышке «сверхновой» звезды. От «сверхновых» звезд следует отличать «обычные» новые звезды. Мощность вспышки у этих звезд в тысячи раз меньше, чем у сверхновых. Вспыхивают новые звезды сравнительно часто (в нашей Галактике — около ста вспышек в год). Для новых звезд характерна повторяемость вспышек. При каждой такой вспышке звезда выбрасывает с большой скоростью 10-3 — 10-5 своей массы. Доказано, что все новые звезды являются очень тесными двойными системами (см. гл. 8). Вспышки новых не приводят к существенному изменению структуры звезд. Напротив, вспышка сверхновой — это радикальное изменение, и даже частичное разрушение структуры звезды.
Пока нам еще не известны катастрофы, по своим масштабам более грандиозные, чем вспышки сверхновых. (В последнее время, по-видимому, обнаружены удивительные объекты — взрывающиеся ядра галактик, явление несравненно более грандиозное, чем вспышка сверхновых (см. гл. 6). За какие-нибудь несколько суток вспыхнувшая звезда увеличивает свою светимость иногда в сотни миллионов раз. Бывает так, что в течение короткого времени одна звезда излучает света больше, чем миллиарды звезд той галактики, в которой произошла вспышка.
В отличие от вспышек «обыкновенных» новых звезд, это явление принадлежит к числу весьма редких. В больших звездных системах, подобных нашей Галактике, вспышки сверхновых происходят в среднем раз в столетие или несколько чаще. Поэтому такие вспышки изредка наблюдаются в других галактиках (рис. 19). Если держать систематически «под наблюдением» несколько сот галактик, то можно с большой вероятностью утверждать, что в течение одного года хотя бы в одной из таких галактик вспыхнет сверхновая звезда. Во всяком случае, такой способ наблюдений гораздо более целесообразен, чем ожидание в собственной Галактике вспышки в течение нескольких столетий… Сейчас ежегодно открывают около 20 внегалактических сверхновых. Полное их число достигает почти 600.