Белые
карлики
Нейтронные звезды
Вырожденный газ обладает удивительным
свойством: его давление не зависит от температуры,
а определяется только плотностью: Р ~ ro5/3. Как бы ни
остывал белый карлик, он никогда не сожмется. Уравнение состояния белого
карлика приводит к необычной зависимости его радиуса от массы. Эту зависимость легко
получить.
Давление сил гравитации определяется как Ргр
~
(GM2/R2)/4piR2 ~ М2/R4, а давление газа - как
ro5/3
~(M/RЗ)5!3 ~M5/3/R5. В равновесии оба давления
должны быть равны, значит, R ~ М-1/3: чем больше
масса карлика, тем меньше его радиус и тем больше его
плотность. Но при возрастании плотности возрастает
энергия электронов. Как известно, электроны в атоме
стремятся занять самые нижние уровни. Так же и в электронном газе. Но в
вырожденном электронном газе все
нижние уровни заняты, а на занятый уровень электрону
нельзя попасть из-за принципа Паули. Если мысленно
увеличивать массу белого карлика, то будет расти его
плотность. Электроны будут "упаковываться" все плотнее, но нижние полки
заняты, и им приходится занимать
самые верхние, где энергия велика. Постепенно энергия
электронов становится сравнимой с их энергией покоя
mс2. Электронный
газ становится релятивистским.
А сжимаемость релятивистского газа гораздо лучше, чем
нерелятивистского. Для него давление Р ~ ro4/3, т. е. Р ~
(M/R3)4/3 ~
M4/3 /R4.
Газовое давление при сжатии растет так же, как и давление сил гравитации.
Это означает,
что равновесие белого карлика возможно лишь при
одном и только одном значении массы. Критическое значение массы, равное
примерно 1,5 массы Солнца, называют пределом Чандрасекара.
Оно было получено двадцатилетним
индийским физиком С. Чандрасекаром в 1931 г. В 1983 г.
за цикл работ по теории белых карликов С. Чандрасекар
был удостоен Нобелевской премии по физике.
При массе больше чандрасекаровского предела давление
электронного газа не способно противостоять силам
гравитации, и белый карлик сжимается. Независимо от
Чандрасекара этот предел был
получен советскими физиками Я. И. Френкелем и Л. Д. Ландау. Л. Д. Ландау
в своей работе 1932 г. предположил, что звезды с массой
больше критического предела сжимаются до тех пор, пока их ядра не придут в
соприкосновение и не образуется
одно гигантское ядро. Когда Ландау писал свою работу, а было это
за год до открытия нейтрона, физики не знали, что при
слиянии протонов и электронов образуются нейтроны.
А буквально через год американские астрономы Вальтер
Бааде и Фред Цвикки выдвинули гипотезу о том, что
вспышка сверхновой звезды есть результат схлопывания
обычной звезды в звезду, состоящую из одних нейтронов. Такие звезды были
названы нейтронными звездами.
Плотность нейтронов в них близка к ядерной,
1013 - 1015 г/см3. Это означает, что
размер нейтронной
звезды, где все нейтроны плотно прижаты друг к другу,
в (1015)1/3 раз меньше размера Солнца, средняя плотность
которого близка к единице. Радиус нейтронной
звезды получается порядка 10 км. При этом ее масса
больше массы Солнца.
Нейтронные звезды рождаются в конце эволюции
звезд с первоначальной массой более 10 масс Солнца. Большая
масса нужна звезде для того, чтобы по мере выгорания
легких элементов хватило температуры для поджигания
более тяжелых элементов. В этих звездах сгорает все дотла, т. е. до железа.
Дальнейший синтез ядер уже не
выделяет, а наоборот, поглощает энергию. Поэтому,
начав сжиматься, железное ядро уже не может остановиться.
Выделяющаяся гравитационная энергия расходуется на
синтез более тяжелых элементов, и сжатие звезды становится катастрофическим.
Такой процесс называется коллапсом. Во время коллапса выделяется столь
большая
энергия, что вся массивная оболочка сбрасывается со
скоростью в несколько десятков тысяч километров в секунду. Это, по-видимому,
и наблюдается как взрыв
сверхновой. Гипотеза Бааде и Цвикки была великолепно
подтверждена в 1968 г., когда в Крабовидной туманности
(остатке вспышки сверхновой) был обнаружен радиопульсар.
Излучение радиопульсара приходит к нам в виде
строго периодической последовательности узких импульсов. Кривая блеска
радиопульсара напоминает старую
расческу с редкими зубьями. Зубья (импульсы) могут следовать
один за другим, а могут и пропадать, но появляются они только в строго
определенных местах (в определенные моменты времени).
В расческе такое "фатальное поведение" - результат технологии ее
производства (машина штампует зубья, равноотстоящие друг от друга). А вот
что поддерживает
строгую
периодичность пульсара? Оказывается, вращение нейтронной звезды. Но вращаться с периодом 0,033" с
может только нейтронная звезда. Любую другую звезду разорвут гигантские
центробежные силы.
Американский астрофизик Томас Голд первым понял, что
радиопульсары - это нейтронные звезды, в которых источником энергии
излучения является их вращение, а магнитное поле нейтронной звезды является
тем
передаточным ремнем, который "выуживает" эту энергию из нейтронной звезды.
Магнитное поле нейтронной
звезды, подобно полю Земли, имеет дипольный характер.
Это означает, что в нем есть
выделенная линия, проходящая через магнитные полюса.
Вдоль этой линии выбрасываются потоки релятивистских частиц и излучения.
Пульсар, подобно вращающемуся прожектору, "освещает" космос.
Периодически
луч "чиркает" по Земле, и
тогда мы ввспринимаем импульс излучения. Но излучая,
пульсар должен замедлять
свое вращение - это и наблюдается. Периоды радиопульсаров постепенно
увеличиваются (см. рис. 37). Но
почему нейтронные звезды столь быстро вращаются и
обладают столь мощными магнитными полями?
Быстрое
вращение и мощные магнитные поля - это
такой же след ("родимое пятно") процесса рождения
нейтронных звезд, как и Крабовидная и подобные ей туманности. Разница только
в том, что туманность рассеивается и перестает быть видимой за несколько
десятков
тысяч лет, а вращение и магнитное поле сохраняются
многие миллионы лет!
Удивительные свойства
пульсаров не оставляют сомнений в том, что нейтронные звезды рождаются при
схлопывании обычных звезд.
Точнее, железных ядер звезд.
Железное ядро, вызревшее
в центре массивной звезды,
может иметь массу больше
чандрасекаровского предела.
Оно коллапсирует, выделяя
гигантскую энергию за счет
работы сил тяготения. Этой
энергии хватает и на сброс
массивной оболочки звезды
(образование туманности -
остатка сверхновой), и на
усиление ее магнитного поля,
и на ускорение ее вращения.
Самой трудной здесь остается проблема сброса оболочки
звезды. При сжатии железного ядра звезды ядра
атомов вдавливаются друг в друга и идет процесс нейтронизации вещества,
протон р+ соединяется с
электроном е-, образуя нейтрон п:
р+ + е~ ->"n + nyu.
При этом
выделяются нейтрино
nyu. Они-то и уносят энер-
гию. Плотность здесь так велика, что даже нейтрино с их
всепроникающей способностью не могут прямо выйти из
звезды. Нейтрино начинают поглощаться (например,
в обратных реакциях), отдавая свой импульс. Возникает
мощное нейтринное давление. Астрофизики полагают,
что именно в результате этого давления и сбрасывается
оболочка звезды. Существование же нейтронных звезд
подтверждает эту картину.
Но в
определенных случаях оболочка не сбрасывается.
Ну и что, скажет читатель, образуется массивная нейтронная звезда. Но в
том-то и дело, что массивных нейтронных звезд не бывает.
Продолжение
Обозрение "Физические явления на небесах" профессора В.М.Липунова.
