|
|
Почему мы не проваливаемся, сидя на табуретке или на надувной подушке? Что удерживает нас от падения под действием силы тяготения? Ответ очевиден: сопротивление вещества предметов, на которых мы сидим. Но каков физический механизм этого "сопротивления"?
Табуретка твердая. Атомы, составляющего его вещества, расположены плотно, образуя твердую структуру. Она устойчива за счет кулоновских сил. Атомы состоят из положительно заряженных протонов и отрицательно заряженных электронов (есть еще электрически нейтральные нейтроны). Частицы с одинаковым зарядом отталкиваются друг от друга. Поэтому мы можем сидеть на табуретке. По той же причине в равновесии находятся планеты типа Земли.
С надувной подушкой ситуация немного иная. Нас удерживает газовое давление. В конечном счете оно сводится к тому же кулоновскому отталкиванию. За счет газового давления устойчивы звезды типа нашего Солнца.
Некоторые звезды устойчивы за счет давления излучения: они светят так сильно, что устойчивость обеспечивается светом, который может даже "сдувать" "лишнее" вещество.
Но есть и другие механизмы устойчивости. Некоторые из них связаны с квантовой механикой, и они стали известны лишь в 20 веке. Один из этих механизмов может быть знаком читателю из школьного курса химии. Известно, что на одной S-орбитали не может быть больше 2 электронов. Это явление известно как "принцип Паули" (собственно В. Паули, известный немецкий физик, сформулировал его для более широкого класса частиц -"фермионов" - частиц с получелым спином). Если сильно сжать обычное вещество, то мы дойдем до предела, когда в маленькую область пространства (ее размер определяется квантовыми законами) пытаются протиснуться три электрона. Поскольку это невозможно, то сжатие останавливается. Именно на этом принципе и основана устойчивость белых карликов.
Но что такое "белые карлики"? Как они рождаются? Где появляются условия для столь сильного сжатия вещества? Оказывается для этого не нужны взрывы. Нужно просто много-много вещества. Вещества много, например, в звездах. И в таких светилах, как наше Солнце, в центре медленно "вызревает" белый карлик.
Новорожденный белый карлик "вылупляется" из своего кокона. NGC 2440 - это планетарная туманность, образованная умирающей звездой. Внешние части звезды сбрасываются в виде газовой туманности, а в центре остается горячий белый карлик.
Белые карлики были открыты еще в 19 веке, т.е. задолго до появления квантовой механики (а потому оставались необъясненными в течение десятилетий). Изучая самую яркую звезду ночного неба - Сириус - наблюдатели заметили, что она строго периодически "болтается" из стороны в сторону. Это легко можно объяснить, если предположить, что Сириус - двойная звезда. Две звезды вращаются вокруг общего центра масс, и наблюдая только одну, мы будем видеть ее эллиптическую орбиту. Двойных звезд много, они составляют около половины всех звезд. Так что в самом факте двойственности нет ничего удивительного. Удивительной была звезда-соседка.
Звезда Сириус В (Сириус А - само яркое светило, которое мы видим на небе, буквой В обозначают более слабый компонент) оказалась очень маленькой (примерно как Земля), горячей (горячие звезды имеют белый цвет) и почти такой же массивной как Солнце. Это и был первый открытый белый карлик.
Большая масса вместе с маленьким размером требуют огромной плотности. И действительно, каждый кубический сантиметр белого карлики весит около 106 г (для сравнения, самое плотное вещество на земле имеет плотность меньше 30 г в кубическом сантиметре). Такое вещество проявляет удивительные свойства и описывается, как мы уже знаем, законами квантовой механики.
Белые карлики образуются из звезд, масса которых меньше примерно 8-10 масс Солнца. Когда заканчиваются все возможные в данной звезде термоядерные реакции, когда звезда прошла стадию гиганта и сбросила огромную, но довольно легкую, оболочку, то остается маленькое горячее ядрышко -- белый карлик. Именно такая судьба ждет и наше Солнце, но произойдет это лишь через несколько миллиардов лет, пока нет причин для беспокойства.
Маломассивных звезд-прародителей белых карликов много (чем меньше масса звезд, тем они многочисленнее в нашей Галактике). Поэтому много и самих белых карликов. В нашей Галактике их около 1011 штук, т.е. около 3-10% всех звезд.
На снимке центральной области шарового скопления М4, полученным Космическим телескопом им. Хаббла, кружками обведены белые карлики. Измерение температур этих объектов позволяет определить их возраст, а значит и возраст самого шарового скопления.
Жизнь одиночного белого карлика не очень интересна: он медленно охлаждается, излучая все меньше и меньше энергии (он даже может перестать быть "белым"). За счет аккреции (т.е. падения) межзвездного вещества на поверхность карлик не может охладиться до очень низких температур, но все равно по звездным меркам несколько тысяч градусов это не очень много, это температура "оранжевых" и "красных" звезд.
Гораздо интереснее жизнь белого карлика в тесной двойной системе, когда звезда-соседка может "переливать" свое вещество на белый карлик. При таком процессе (аккреции) выделяется очень много энергии, т.к. белый карлик очень компактный объект, и падая вещество может разгоняться до больших скоростей, т.е. приобретать большую кинетическую энергию. И эта энергия при столкновении переходит в тепло.
С двойными белыми карликами связано много интересных типов звезд. Отметим только "новые звезды", которые ярко загораются на нашем небосводе после термоядерного взрыва "натекшего" вещества на поверхности белого карлика.
Что же происходит, если звезда-прародитель массивнее 8-10 солнечных масс? Такие звезды взрываются как сверхновые. Вещество сжимается еще сильнее чем в белых карликах (оказывается, что "если нельзя, но очень хочется, то можно") и образуются нейтронные звезды.
Нейтронные звезды - компактные объекты с массами около 1.4 массы Солнца и радиусами около 10 км, образующиеся из массивных звезд после вспышки сверхновой. Нейтронные звезды состоят в основном из нейтронов.
Нейтронные звезды являются одними из самых интересных астрофизических объектов с физической точки зрения. Для них характерны такие явления и свойства как: сверхтекучесть, сверхпроводимость, сверхсильные магнитные поля, излучение нейтрино, эффекты специальной и общей теории относительности. В недрах нейтронных звезд могут существовать экзотические формы материи (конденсаты различных элементарных частиц, кварковое вещество).
Сразу после открытия нейтрона советский физик Л.Д. Ландау (1908-1968) показал, что возможно существование макрообъектов, состоящих в основном из нейтронов. Это - нейтронные звезды. Такие объекты устойчивы благодаря давлению вырожденного газа. Но уже не газа электронов, как в случае белых карликов, а газа нейтронов. Т.к. нейтроны почти в 2000 раз тяжелее электронов, то длина их волны де Бройля намного меньше, и для достижения вырождения необходимы б'ольшие плотности. Поэтому примерно при той же массе (порядка солнечной) нейтронные звезды в тысячу раз меньше белых карликов. и имеют размеры около 10 км. Эти параметры соответствуют плотности около 1014 г/см3, что порядка плотности атомного ядра.
В 1934 г. Вальтер Бааде (1893-1960) и Фриц Цвикки (1898-1974) предсказали, что нейтронные звезды могут рождаться во вспышках сверхновых. Однако в целом предсказания были малообещающими с астрономической точки зрения: светимость, связанная с тепловым излучением нейтронной звезды, ничтожно мала, и в середине 20 века не было никакой надежды обнаружить нейтронные звезды.
Нейтронные звезды были неожиданно открыты как радиопульсары в 1967 г. в Великобритании. Радиопульсары - источники периодических всплесков радиоизлучения. В ходе исследований мерцаний космических радиоисточников Джоселин Белл, работавшая под руководством Энтони Хьюиша, обнаружила строго периодический радиосигнал. После того, как была отброшена гипотеза об искусственном происхождении сигнала (его связывали с внеземной цивилизацией) наблюдения были рассекречены, и в течение очень короткого времени радиопульсары были отождествлены с нейтронными звездами. За это открытие и вклад в радиоастрономию вцелом Э. Хьюиш получил Нобелевскую премию по физике.
Излучение радиопульсаров связано с мощным магнитным полем нейтронных звезд (около 1012 гаусс) и быстрым вращением (периоды радиопульсаров лежат в дипазоне от 0.0015 до примерно 5 секунд). Вращающийся магнит будет излучать, если магнитная ось и ось вращения не совпадают. Чем больше магнитное поле и скорость вращения, тем больше мощность излучения.
Однако, оказалось, что еще за 5 лет до открытия радиопульсаров нейтронные звезды уже наблюдались, но не в радио, а в рентгеновском диапазоне. В 1962 г. с помощью детектора, установленного на ракете (рентгеновские лучи поглощаются атмосферой) был открыт источник в созвездии Скорпиона - Sco X-1. В 70-е гг. было открыто множество подобных источников. Исследования показали, что рентгеновское излучение приходит от нейтронной звезды, входящей в тесную двойную систему.
На этой фотографии, полученной на Космическом телескопе им. Хаббла, показана одна из ближайших одиночных нейтронных звезд. Этот очень слабый в оптическом диапазоне объект был первоначально обнаружен в рентгеновском диапазоне спутником ROSAT. Наиболее вероятно, что это молодая нейтронная звезда (моложе миллиона лет), которая постепенно охлаждается, излучая в основном рентгеновские лучи. Однако возможно, что это старая нейтронная звезда, которая светится за счет падения (аккреции) межзвездного вещества на ее поверхность.
Когда двойные звезды достаточно близки друг к другу, возможен перенос вещества с одной звезды на другую. Этот процесс называется аккрецией. Если аккреция идет на нейтронную звезду, то выделяет большое количество энергии. Это связано с компактностью нейтронных звезд, благодаря чему падающее вещество приобретает гигантскую скорость (близкую к скорости света). Кинетическая энергия падающего вещества после столкновения с поверхностью (или в диске вокруг звезды) переходит в тепло. И оно излучается в рентгеновском диапазоне, т.к. температура достигает нескольких миллионов градусов.
Если на нейтронную звезду выпадет слишком много вещества, то она может превратиться в черную дыру, т.к. ничто (в том числе и давление вырожденного нейтронного газа) не сможет противостоять гравитации.
Нейтронные звезды образуются из массивных звезд с массами от 8-10 до 30-40 солнечных масс. Из более массивных звезд образуются черные дыры. Образование нейтронной звезды сопровождается вспышкой сверхновой - колоссальным взрывом ядра массивной проэволюционировавшей звезды. После взрыва кроме нейтронной звезды остается разлетающееся вещество - остаток сверхновой. Один из самых известных - Крабовидная туманность в созвездии Тельца. Остатки сверхновых излучают в основном в радио, оптическом и рентгеновском диапазонах спектра. Излучение связано с движением релятивистских электронов и имеет нетепловую природу.
Крабовидная туманность - остаток взрыва сверхновой, наблюдавшейся в 1054 году. После взрыва кроме туманности, получившей номер 1 в известном каталоге Мессье, образовалась нейтронная звезда, наблюдаемая как радиопульсар. В частях туманности, показанных красным цветом, электроны объединяются с протонами (рекомбинируют), образуя нейтральный водород. В частях, показанных зеленым цветом, электроны излучают, двигаясь по спиральным траекториям в магнитном поле.
Молодая нейтронная звезда может наблюдаться как радиопульсар, а также как слабый источник в оптическом и рентгеновском диапазонах. Это возможно т.к. молодая нейтронная звезда очень горяча, ее температура порядка сотен тысяч градусов.
Оценки показывают, что в нашей Галактике должно быть несколько сотен миллионов нейтронных звезд. Большинство из них старые одиночные объекты. Они не излучают радиоволны (стадия пульсара для одиночной звезды длится 107-108 лет). Единственная возможность увидеть их - аккреция межзвездного вещества. Но это очень слабые объекты рентгеновского диапазона. Кроме того, исследования показывают, что лишь несколько процентов старых нейтронных звезд находятся на стадии аккреции. Поэтому большинство объектов этого типа недоступно для наших наблюдений.
В последнее время большое развитие получили исследования слияния двойных нейтронных звезд. Если в состав тесной двойной системы входит два компактных объекта (нейтронные звезды или черные дыры), то они будут довольно быстро сближаться за счет излучения гравитационных волн, предсказанных общей теорией относительности. В случае достаточно тесной системы слияние произойдет за время меньшее возраста Вселенной. В 70-е гг. была открыта первая такая система, состоящая из двух нейтронных звезд. За это открытие Р. Халс и Дж. Тейлор в 1993 г получили Нобелевскую премию по физике. Эта система сольется через несколько сотен миллионов лет.
При таком слиянии выделяется колоссальное количество энергии (больше чем при взрыве сверхновой). Слияния связывают с космическими источниками гамма-всплесков. Кроме этого заканчивается строительство нескольких крупных детекторов гравитационных волн, которые позволят зафиксировать гравитационноволновой всплеск при слиянии двойных компактных объектов. Это позволит получить много новых данных по физике нейтронных звезд.
