Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Шкловский Иосиф Самуилович

Идея связи между пульсарами и остатками вспышек сверхновых звезд нашла наиболее эффектное подтверждение в самом конце 1968 г., когда был обнаружен, пожалуй, самый интересный пульсар: в Крабовидной туманности.

Я никогда не забуду своего ощущения, когда узнал об этом открытии... из телефонного разговора с заместителем директора Национальной радиоастрономической обсерватории США доктором Ховардом. Разговор касался деталей моего предстоящего визита в США на эту обсерваторию, и вдруг, без перехода, такая ошеломляющая новость! Я много лет занимался различными проблемами, связанными с Крабовидной туманностью — едва ли не самым замечательным объектом на небе. И вот — пожалуйста: в дополнение ко всем, связанным с этой туманностью «чудесам», там находится пульсар, да еще какой!

Впрочем, какой это пульсар, стало ясно не сразу. Открыли пульсар два молодых радиоастронома Стэйлин и Райфенстайн. Они обнаружили импульсы радиоизлучения, исходящие из области Крабовидной туманности, но период определить было нельзя. Самое удивительное это то, что американские радиоастрономы утверждали, имея на это все основания, что в области Крабовидной туманности обнаружено два пульсара. Вот это уже не лезло ни в какие ворота! Как раз в это время я был в США и, помню, заключил пари с американскими коллегами. Я утверждал, что в Крабовидной туманности может быть только один пульсар, а они, посмеиваясь и указывая на записи импульсов, говорили: два! Ставка была «принципиальная»: один доллар против одного рубля... Еще не кончилась моя трехнедельная командировка в США, как все стало ясно. Американский радиоастроном Комелла на гигантском радиотелескопе в Пуэрто-Рико, диаметр которого 300 м, показал, что его коллеги на Национальной радиоастрономической обсерватории действительно обнаружили два пульсара: один с рекордно коротким периодом 0,033 секунды, а второй — с рекордно длинным: 3,7 секунды. Чуть позже, однако, удалось показать, что коротко-периодический пульсар находится в самом центре Крабовидной туманности, между тем как долгопериодический

находится на расстоянии 1°,5 от нее. Напомним, что угловые размеры Крабовидной туманности всего лишь 5 минут дуги. Заметим еще, что самые ранние наблюдения пульсара в Крабовидной туманности имели очень низкое «угловое разрешение», что не дало возможности точно определить координаты вновь обнаруженных пульсаров. Итак, долгопериодический пульсар, хотя сравнительно и близок к Крабовидной туманности, однако генетически с ней не связан (см. ниже). Мне кажется, что я имею серьезные основания считать, что пари выиграно мною, хотя пульсаров оказалось все-таки два. Я не потерял еще надежды получить свой доллар, который, правда, с тех пор успел заметно подешеветь...

Открытие пульсара в Крабовидной туманности с периодом 1/30 секунды в значительной степени помогло понять природу этих объектов. Со времени открытия пульсаров главным вопросом было объяснение их удивительно строгой периодичности. Вскоре стало ясно, что у первых «кембриджских» пульсаров изменение периодов составляет величину меньшую, чем 10^{– 14} за период! Только лучшие кварцевые часы идут с таким удивительно постоянным ходом.

Каково же происхождение естественного «часового механизма», связанного с пульсарами? Астрономии известны два таких механизма: а) пульсация звезд, б) вращение звезд. Рассмотрим прежде первый механизм. Феномен пульсации звезд известен уже много десятилетий. В наиболее отчетливой форме такие пульсации наблюдаются у цефеид. Существует ряд эмпирических зависимостей, связывающих различные характеристики звезд. Например, зависимость «период — средняя плотность», имеющая вид P

^{– 1/2}, где P — период цефеиды,

 — ее средняя плотность. Эта формула непосредственно следует из основной формулы маятника, известной каждому школьнику: P = 2

, где P — период маятника, l — его длина, g — ускорение силы тяжести. Применим эту формулу к пульсирующей звезде. В этом случае ускорение силы тяжести g

GM/R², l

R, где M — масса звезды, R — ее радиус, G — постоянная тяготения. Подставляя значения g и l в формулу маятника, получим

так как очевидно, что средняя плотность звезды

Характерные для цефеид периоды пульсаций измеряются днями. Из приведенной формулы следует, что их средние плотности очень малы,

10^{– 7} г/см³, т. е. в тысячи раз меньше плотности воздуха. Действительно, цефеиды — это звезды-гиганты высокой светимости с огромными радиусами фотосфер. Сразу становится ясным, что если объяснить «часовой механизм» пульсаров звездными пульсациями, то соответствующие звезды должны быть очень плотными. Из простой формулы P

^{– 1/2} сразу же следует, что средняя плотность

для таких звезд должна быть

10³—10⁴ г/см³. Но мы знаем, что такие средние плотности характерны для белых карликов (см. § 10). Итак, казалось бы, феномен пульсаров можно объяснить пульсациями белых карликов. Увы! Точные теоретические расчеты показали, что период собственных колебаний у белых карликов не может быть меньше нескольких секунд. Между тем в случае пульсара в Крабовидной туманности наблюдаемый период пульсаций 1/30 секунды. Правда, опять-таки при помощи теоретических ухищрений, связанных с далеко идущей ревизией уравнения состояния вещества белых карликов и моделей белых карликов, а также с учетом эффектов общей теории относительности, можно было бы уменьшить предельный период их пульсаций до 3 секунд. Но ведь и эта величина неприемлемо велика. Некоторые теоретики пытались выйти из этого затруднительного положения следующим образом. Известно, что колебания реального тела (в нашем случае — пульсации звезды) происходят не только на «основной» частоте (например, в нашем случае на частоте, определяемой видоизмененной формулой маятника), но и на высших гармониках этой частоты, т. е. на частотах, превосходящих основную частоту в два, в три и вообще в n раз. В частности, в рамках этой гипотезы можно было считать, что феномен пульсаров есть проявление пульсации белых карликов на очень высокой гармонике. При этом потребовалось немало теоретических ухищрений, чтобы «подавить» эффекты, связанные с пульсациями на более низких гармониках. Ведь обычно такие пульсации должны быть гораздо более интенсивными. Все же нелегко было понять, почему какой-нибудь белый карлик колеблется только на пятой гармонике. Эта весьма искусственная теория просуществовала очень недолго — мы о ней упоминаем здесь только для того, чтобы дать представление о той атмосфере поисков, в которой протекала творческая жизнь теоретиков, пытающихся осмыслить новое загадочное явление...

В принципе «часовой механизм», действующий у пульсаров, можно было попытаться объяснить пульсациями нейтронных звезд, которые тогда еще не были обнаружены, хотя буквально «кричали» о своем присутствии. Однако из-за ожидаемого огромного значения их средней плотности период их пульсаций должен быть меньше 10^{– 3} секунды — величина слишком малая для пульсаров. Итак, феномен пульсаров оказалось невозможно объяснить пульсациями звезд каких бы то ни было типов.

После неудачи попыток объяснения пульсаров пульсациями звезд естественно, что внимание астрономов было сосредоточено на возможности объяснения этого феномена вращением какого-нибудь класса звезд. Этот механизм представлялся довольно перспективным, так как вращение массивного звездообразного тела, поверхность которого излучает неравномерно, вполне может объяснить удивительное постоянство периодов пульсаров. Но что это за космические тела, у которых период вращения вокруг оси около одной секунды и даже в отдельных случаях 1/30 секунды? Самый короткий из известных тогда астрономам периодов вращения был немного больше часа (это затменная двойная система WZ Стрелы, у которой орбитальный период, равный для тесных двойных систем периоду вращения вокруг оси, равен 81 минуте) [ 48 ] . Совершенно очевидно, что столь короткие периоды, которые наблюдаются у пульсаров, могут быть только при вращении космических объектов очень малых (по сравнению с «обычными» звездами) размеров. С другой стороны, существует предел для угловой скорости вращения, определяемый равенством центростремительной силы, действующей на каждый элемент звезды, силе гравитационного притяжения этого элемента к центру звезды. Запишем это условие математически:

48

В настоящее время (1983 г.) самым коротким из известных орбитальных периодов обладает звезда 15 ^m AM Гончих Псов (1051,2 секунды или 17,5 минуты).

(19.3)

где 3 — экваториальная скорость вращающейся звезды,

= 2

/P — угловая скорость, M и R, как и раньше, означают массу и радиус звезды. Если

²R

GM/R², то звезда, предварительно сплющившись в диск, будет разорвана на куски. Из этой формулы следует, что минимальный период вращения у белых карликов, масса которых M

1M

, a R

1000 км, будет только

10 секунд [ 49 ] . Значит, пульсары нельзя объяснить быстро вращающимися белыми карликами.

49

Периоды вращения некоторых бывших новых — компонент тесных карликовых систем — порядка десятков и сотен секунд (см. § 14).

Пожалуй, стоит еще упомянуть об одной выдвинутой в то время гипотезе, пытавшейся объяснить пульсары как очень тесные двойные системы, каждая из компонент которых представляет очень маленькую, весьма плотную звездочку. При этом было показано, что если обе компоненты — белые карлики, почти соприкасающиеся друг с другом, то минимальный период должен быть 1,7 секунды. Но ведь можно предположить, что компонентами такой двойной системы являются еще более компактные, чем белые карлики, нейтронные звезды. Однако и такая гипотеза не проходит! Система, состоящая из двух очень близких нейтронных звезд, будет с огромной мощностью излучать гравитационные волны (см. § 24). Из-за потери энергии связанные с этим излучением нейтронные звезды через какие-нибудь несколько лет упадут друг на друга и сколлапсируют. До этого их период, по мере сближения компонент, будет довольно быстро уменьшаться, что резко противоречит наблюдениям (см. ниже). Наконец, стоит упомянуть еще об одной оригинальной идее, обсуждавшейся в то время. Эта идея представляет собой модификацию предыдущей, с той разницей, что двойная система представляет собой планету малой массы, обращающейся по очень маленькой орбите вокруг нейтронной звезды. Такая система, как оказывается, почти не будет излучать гравитационные волны и в этом смысле она будет вполне устойчивой. «Соблазн» ввести планету, обращающуюся вокруг звезды в пределах ее магнитосферы, был, в частности, вызван интересным феноменом в нашей Солнечной системе. Спутник Юпитера Ио, обращающийся вокруг самой большой планеты Солнечной системы как раз в пределах ее магнитосферы, сильнейшим образом влияет на мощное радиоизлучение Юпитера, в котором наблюдается периодичность, причем период совпадает с периодом обращения Ио. Хотя эта идея для объяснения пульсаров, несомненно, была свежей и интересной, быстро была показана ее несостоятельность: гравитационные приливные силы нейтронной звезды разорвали бы на куски такую близкую планету подобно тому, как, по-видимому, была разорвана планета, давшая начало частичкам, которые сейчас наблюдаются как кольца Сатурна.

Итак, были перебраны все возможности, кроме одной: «часовой механизм» пульсаров объясняется осевым вращением нейтронных звезд. Другими словами, пульсары — это очень быстро вращающиеся нейтронные звезды.

Глава 20 Пульсары и туманности — остатки вспышек сверхновых звезд

Собственно говоря, вывод о том, что пульсары — это быстро вращающиеся нейтронные звезды, отнюдь не явился неожиданностью. Можно сказать, что его подготовило все развитие астрофизики за предшествующее открытию пульсаров десятилетие. К 1967 г. астрономы уже не сомневались в том, что в результате вспышки сверхновой звезды может образоваться нейтронная звезда. Более того, ряд фактов, добытых из простого анализа результатов наблюдений, прямо указывал на такой процесс. В третьей части этой книги мы много говорили о Крабовидной туманности, этой подлинной лаборатории современной астрофизики. В частности, там обращалось внимание на то, что «предоставленная самой себе» эта туманность перестала бы светиться в течение какой-нибудь сотни лет, между тем как она в действительности существует около 1000 лет. Как уже говорилось, причина свечения Крабовидной туманности — торможение заключенных в ней релятивистских электронов в магнитном поле туманности. Тот простой факт, что, несмотря на это, туманность все-таки излучает в оптической области спектра многие сотни лет, мог означать только одно: в ней имеется постоянно работающий источник «накачки» релятивистских электронов. Прямые наблюдения явно указывали на место этого источника — в самом центре Крабовидной туманности, около слабой звездочки 16-й величины, которую один из величайших астрономов-наблюдателей XX века Вальтер Бааде интуитивно считал оптическим остатком взорвавшейся в начале июля 1054 г. звезды. Тот же Бааде обнаружил удивительную изменчивость туманности в малой области, непосредственно примыкающей к этой звездочке. Об этом уже шла речь в § 17. Согласно измерениям Бааде скорость изменения отдельных «жгутов» туманности достигала 30 000 км/с, т. е. 1/10 скорости света. Это явно указывало, что процессы, вызывающие эти изменения, связаны с выбрасыванием из какой-то малой области огромного количества быстрых частиц. Наконец, радиоастрономические наблюдения, выполненные английскими исследователями во время покрытия Крабовидной туманности Луной, непосредственно привели к открытию очень малого источника (угловые размеры около 0

,5), расположенного в ее центре (см. § 17). Теперь-то мы знаем, что этот маленький источник радиоизлучения и есть пульсар, открытый только спустя четыре года после того как его обнаружили во время наблюдений покрытия Крабовидной туманности Луной. Его конечные, хотя и очень маленькие угловые размеры не являются «истинными»: они обусловлены рассеянием радиоизлучения от почти «точечного» источника. В истории науки было много случаев, когда задолго до того, как открытие было сделано, его «видели», но не поняли. Мы убедимся дальше, что пульсар в Крабовидной туманности астрономы наблюдали по крайней мере сотню лет, не подозревая, что это такое!

Вернемся, однако, к пульсарам. Да, их открытие буквально «стучалось в двери» астрономии. В теоретическом плане почти вплотную к открытию пульсара в Крабовидной туманности подошли Пиддингтон и, особенно, Н. С. Кардашев в 1964 г. Кардашев это сделал, исследуя трудную проблему происхождения магнитного поля Крабовидной туманности. В § 17 мы уже обращали внимание, что это поле отличается удивительной регулярностью. Оно отнюдь не представляет собой клубок беспорядочно намотанных магнитных силовых линий, как это, казалось бы, можно было ожидать. Кроме того, это поле само по себе достаточно велико и чрезвычайно медленно спадает от центра туманности к ее периферии. Для объяснения удивительных особенностей магнитного поля Крабовидной туманности Н. С. Кардашев предложил следующую простую и изящную модель. В результате вспышки сверхновой звезды ее внутренние части катастрофически сжимаются (коллапсируют). Хотя размеры звезды уменьшаются в сотню тысяч раз, две важные величины должны сохранить неизменное (или, точнее, почти неизменное) значение. Это, во-первых, момент количества движения, и во-вторых, магнитный поток. Момент количества движения любого космического тела можно определить как произведение экваториальной скорости его осевого вращения на его массу и на радиус:

(20.1)

Закон сохранения момента количества движения при любых процессах, происходящих в физическом теле, есть один из основных законов механики. Выше, правда, мы сделали оговорку, что момент количества движения «почти сохраняется». Что это означает? Это означает только то, что часть вещества взорвавшейся звезды вместе с некоторой частью первоначального момента количества движения выбрасывается наружу, в межзвездное пространство. Все же существенная, если не большая часть первоначального «вращательного момента» звезды сохраняется. В процессе катастрофического сжатия звезды ее масса (за вычетом выброшенной во время взрыва части) не меняется. Радиус же, как уже говорилось, уменьшается в сотню тысяч раз. Следовательно, из условия сохранения момента количества движения следует, что экваториальная скорость сжимающейся звезды должна увеличиться во столько раз, во сколько уменьшился ее радиус. На конечной стадии сжатия, когда образуется нейтронная звезда, ее экваториальная скорость вращения может быть огромной, даже близкой к скорости света! Нелишне подчеркнуть, что если первоначальная скорость вращения звезды (до взрыва) была сравнительно велика и если масса выброшенного во время взрыва вещества была сравнительно небольшой (что связано с небольшой потерей первоначального вращательного момента!), то задолго до того, как коллапсирующая звезда станет нейтронной, ее сжатие остановит центробежная сила, которая сравняется с силой сжимающего звезду гравитационного притяжения. Это обстоятельство, конечно, накладывает важные ограничения на сам процесс взрыва сверхновой.