|
|
ГЛАВА I ЧТО ТАКОЕ ДВОЙНАЯ СИСТЕМА?
ГЛАВА II ПАРАДОКС АЛГОЛЯ
ГЛАВА III
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.
