Экзотические космические объекты

Труднее всего оказалось объяснить  быструю переменность этих источников. Период (интервал между импульсами) самой быстропеременной звезды, известной до тех пор, был равен 70 с, в то время как у некоторых пульсаров он не превышает нескольких тысячных долей секунды.

По характеру излучения нетрудно приближённо определить максимально возможные размеры области пространства, из которой оно испускается. Лучи от дальних участков этой области поступают к земному наблюдателю позже, чем с её ближней границы. Поэтому мгновенный импульс излучения для наблюдателя выглядит протяжённым по времени. Исследование переменности излучения пульсаров показало, что размеры излучающих областей в данном случае не превышают нескольких десятков километров. Это мало даже по земным масштабам. Во Вселенной же чаще приходится иметь дело с куда более грандиозными расстояниями. Если излучение столь компактных объектов, большая часть которых к тому же значительно удалена от нас, регистрируется на Земле, значит, оно невероятно интенсивно.

Изучая распределение пульсаров  по небесной сфере, учёные установили, что они чаще всего встречаются вблизи плоскости Млечного Пути, а следовательно, являются членами нашей Галактики. Когда было открыто достаточно много пульсаров, оказалось, что некоторые из них находятся в остатках вспышек сверхновых звёзд. Наиболее известен пульсар с периодом 0,033 с в Крабовидной туманности — расширяющейся газовой оболочке, возникшей после взрыва сверхновой в 1054 г. В январе 1969 г. этот источник радиоизлучения был отождествлён со слабой звёздочкой, изменяющей свой блеск с тем же периодом. В 1977 г. со звездой удалось отождествить ещё один пульсар — на сей раз в остатке сверхновой в созвездии Паруса. У этих источников были зарегистрированы также рентгеновские и гамма-импульсы. Большинство же пульсаров, кроме радиоимпульсов, никакого излучения не посылали.

Всё это навело учёных на следующую  мысль: какова бы ни была природа пульсаров, они связаны со взрывами сверхновых звёзд. Молодые пульсары имеют короткие периоды, излучают в основном в рентгеновском  и гамма-диапазоне. На радиоволны приходится меньше стотысячной доли всей излучаемой энергии. Кроме того, возле молодого пульсара сохраняются остатки разлетающейся оболочки взорвавшейся звезды. По мере старения пульсара промежутки между импульсами увеличиваются, а излучение слабеет, причём максимум его сдвигается в радиодиапазон. Начиная с некоторого возраста пульсары перестают излучать, поэтому источников с периодами больше нескольких секунд не обнаружено.

Такова интерпретация наблюдательных данных. Необходима была теоретическая  модель, которая объяснила бы связь пульсара со вспышкой сверхновой и предложила процесс, приводящий к столь мощному и правильному переменному излучению радиоволн из такой небольшой области пространства.

Пульсар - это нейтронная звезда

К моменту открытия пульсаров было уже известно, что конечным продуктом эволюции звёзд являются компактные массивные объекты, плотность которых во много раз больше, чем у обычных звёзд.

После того как звезда исчерпает  свои источники энергии, она начинает остывать и сжиматься. При этом физические свойства газа кардинально меняются, так что его давление сильно возрастает. Если масса звезды невелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды (гравитационный коллапс) прекращается. Она переходит в устойчивое состояние белого карлика. Но если масса превышает некоторое критическое значение, сжатие продолжается. При очень высокой плотности электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтральные частицы - нейтроны. Вскоре, уже почти вся звезда состоит из одних нейтронов, которые настолько тесно прижаты друг к другу, что огромная звёздная масса сосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом несколько километров и сжатие останавливается. Плотность этого шара — нейтронной звезды — чудовищно велика даже по сравнению с плотностью белых карликов: она может превышать 10 млн. т/см3.

Существование нейтронных звёзд предсказал ещё в 1932 г. советский физик Лев  Давидович Ландау, а в 1934 г. работавшие в США Вальтер Бааде и Фриц Цвикки предположили, что эти звёзды являются остатками взрывов сверхновых. Естественно, после того как обнаружилась связь пульсаров с остатками вспышек сверхновых, было высказано мнение, что пульсары и нейтронные звёзды — это одни и те же объекты.

Каким же образом пульсары излучают электромагнитные волны? При сжатии звезды увеличивается не только её плотность. Согласно закону сохранения момента количества движения, с уменьшением радиуса звезды растёт скорость её вращения. При коллапсе огромной массивной звезды до размеров порядка нескольких десятков километров период вращения уменьшается до сотых и даже тысячных долей секунды, т. е. до характерных периодов переменности пульсаров. Помимо этого сильно уплотняется и магнитное поле звезды.

На поверхности нейтронной звезды, где нет такого большого давления, нейтроны могут опять распадаться на протоны и электроны. Сильное магнитное поле разгоняет лёгкие электроны до скоростей, близких к скорости света, и выбрасывает их в околозвёздное пространство. Заряженные частицы движутся только вдоль магнитных силовых линий, поэтому электроны покидают звезду именно от её магнитных полюсов, где силовые линии выходят наружу. Перемещаясь вдоль силовых линий, электроны испускают излучение в направлении своего движения. Это излучение представляет собой два узких пучка электромагнитных ноли. Если магнитная ось звезды (так же, как и Земли) не совпадает с осью вращения, то пучки излучения будут вращаться с периодом, равным периоду вращения звезды. Мы наблюдаем это излучение в том случае, когда, описывая окружность в пространстве, лучи пробегают по земной поверхности. Так что название «пульсары» - не совсем точно: они не пульсируют, а вращаются.

Во внешнем слое нейтронной звезды происходят и другие необычные явления. Там, где плотность вещества ещё  недостаточно велика для разрушения ядер, они могут образовывать кристаллическую структуру. И звезда покрывается жёсткой коркой, подобной земной коре, но только в невообразимое число раз плотнее. При замедлении вращения пульсара в этой твердой корке создаются напряжения. После того как они достигнут определенной величины, корка начинает раскалываться. Это явление называется звездотрясением по аналогии с земными тектоническими процессами. Возможно, такими звездотрясениями объясняются скачкообразные изменения периодов некоторых пульсаров.

Пока неизвестно, являются ли вспышки сверхновых единственным источником образования нейтронных звёзд, или они могут возникать и в результате более спокойных процессов.

Открытие пульсаров имело большое  значение не только для астрономии. Оно послужило стимулом для развития многих отраслей физики. Изучение пульсаров позволяет исследовать свойства мощных гравитационных и магнитных полей, совершенно недоступных в земных условиях. Высокое постоянство периодов пульсаров дает возможность с большой точностью измерить период вращения Земли. Изменяясь при прохождении через межзвёздный газ, излучение пульсаров несёт важную информацию о составе и физических свойствах межзвёздной среды.

Как и для белых карликов, для  нейтронных звёзд существует предельно  возможная масса (она носит название предела Оппенгеймера-Волкова). Однако строение материи при столь высоких плотностях известно плохо. Поэтому предел Оппенгеймера-Волкова точно не установлен, его величина зависит от сделанных предположений о типе и взаимодействии частиц внутри нейтронной звезды. Но в любом случае он не превышает трёх масс Солнца.

Если масса нейтронной звезды превосходит  это значение, никакое давление вещества не может противодействовать силам  гравитации. Звезда становится неустойчивой и быстро коллапсирует. Так образуется чёрная дыра.

ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ

Вероятно, во Вселенной встречаются  ещё более загадочные объекты, чем  нейтронные звёзды. Что произойдёт, если масса звезды будет настолько  велика, что даже образование нейтронной звезды не остановит гравитационного  коллапса? Ещё в XVIII в. учёные высказывали предположения о возможности существования во Вселенной тел с огромной силой тяготения, которые притягивают даже испущенный ими самими свет. После создания Эйнштейном общей теории относительности было построено подробное описание таких объектов, названных черными Дырами.

Чёрные дыры образуются в результате коллапса гигантских звёзд массой более  трёх масс Солнца. При сжатии их гравитационное поле уплотняется всё сильнее  и сильнее. Наконец звезда сжимается  до такой степени, что свет уже  не может преодолеть её притяжения. Радиус, до которого должна сжаться звезда, чтобы превратиться в чёрную дыру, называется гравитационным радиусом. Для массивных звёзд он составляет несколько десятков километров.

Наблюдения показывают, что очень  многие звёзды являются двойными, а часть из них входит и в более обширные звёздные группы. Узнать о том, что две звезды составляют пару, можно, изучив их совместное движение. Но бывает и так, что наблюдать удаётся излучение лишь одного компонента звёздной пары. Конечно, при этом нельзя исключать, что второй компонент является либо маломассивной тусклой звездой, либо белым карликом. Однако в некоторых парах масса невидимого компонента слишком велика для подобных объектов. В таком случае можно предположить, что он представляет собой нейтронную звезду или чёрную дыру, но и тогда останется большая доля неопределённости.

Более уверенные выводы можно сделать, изучая свойства тесных двойных систем, в которых расстояния между компонентами настолько малы, что они почти  соприкасаются, а иногда и действительно соприкасаются. Что если одной из звёзд-соседок будет компактная массивная «мёртвая» звезда? Её гравитационное поле может оказаться достаточно сильным, чтобы срывать вещество с нормальной звезды. В этом случае газ начнёт отделяться от внешних сдоев видимой звезды и падать на невидимый спутник. Но сам этот газ будет доступен наблюдениям. Более того, вблизи нейтронной звезды или чёрной дыры газ сильно разогреется и станет источником высокоэнергичного электромагнитного излучения в рентгеновском и гамма-диапазоне. Такое излучение не проходит сквозь земную атмосферу, но его можно наблюдать с космических телескопов. После запуска внеатмосферных приёмников рентгеновского и гамма-излучения подобные источники были открыты в тесных двойных системах.

В большинстве  двойных систем, являющихся источниками  рентгеновского излучения, масса невидимого компонента не превышает двух солнечных  масс, следовательно, это нейтронная звезда. Но некоторые объекты такого типа слишком массивны для нейтронной звезды. Предполагается, что в этом случае гравитационное поле создаёт черная дыра. Одним из вероятных кандидатов, в чёрные дыры считается ярчайший источник рентгеновских лучей в созвездии Лебедя — Лебедь Х-1.

Отличить  чёрную дыру от нейтронной звезды (если излучение последней не наблюдается) очень трудно. Поэтому о существовании чёрных дыр часто говорят предположительно. Тем не менее открытие массивных несветящихся тел (с массами в несколько масс Солнца) – серьёзный аргумент в пользу их существования.

Термин «чёрная дыра» был весьма удачно введён в науку американским физиком Джоном Уилером в 1968 г. для обозначения сколлапсировавшей звезды. Как известно, для того чтобы преодолеть силу притяжения небесного тела с массой М и радиусом R, частица на поверхности должна приобрести вторую космическую скорость  , где G — постоянная тяготения Ньютона. Если при постоянной массе радиус уменьшается, то эта скорость возрастает и может достичь скорости света (с) – предельной скорости для любых физических объектов, когда радиус тела становится равным 2GM/с2. Это так называемый гравитационный радиус — Rg. Поскольку информация может передаваться не более чем со скоростью света, коллапсирующее тело, как говорят, уходит за горизонт событий для далёкого наблюдателя.

На достаточно больших расстояниях  чёрная дыра проявляет себя как обычное гравитирующее тело той же массы. Поверхности в традиционном понимании у чёрных дыр быть не может. Удивительно, но самые «экзотические» с точки зрения образования и физических проявлений космические объекты — чёрные дыры — устроены гораздо проще, чем обычные звёзды или планеты. У них нет химического состава, их строение не связано с различными типами взаимодействия вещества — они описываются только уравнениями гравитации Эйнштейна. Кроме массы чёрная дыра может ещё характеризоваться моментом количества движения и электрическим зарядом.

Но если чёрные дыры не светят, то как  же можно судить о реальности этих объектов во Вселенной? Единственный путь — наблюдать воздействие их гравитационного  поля на другие тела.

Имеются косвенные доказательства существования чёрных дыр более чем в 10 тесных двойных рентгеновских звёздах. В пользу этого говорят, во-первых, отсутствие известных проявлений твёрдой поверхности, характерных для рентгеновского пульсара или рентгеновского барстера (например, периодических импульсов в излучении), и, во-вторых, большая масса невидимого компонента двойной системы (больше трёх масс Солнца). Последние достижения рентгеновской астрономии позволяют исследовать рентгеновское излучение очень быстрой (миллисекундной) переменности. В оптической астрономии появилась возможность регистрации очень слабых потоков света. Всё это даёт надежду, что в начале XXI в. будет получено прямое доказательство существования в Галактике чёрных дыр звёздной массы. А возможно, обнаружение чёрных дыр будет связано с совершенно новым направлением звёздной науки — гравитационно-волновой астрономией. Уже разрабатываются гравитационно-волновые детекторы, которые позволят регистрировать необычайно слабые гравитационные волны от систем, содержащих чёрные дыры. Скорее всего, первые обнаруженные таким методом объекты окажутся двойными чёрными дырами, сливающимися друг с другом из-за потерь энергии орбитального движения на гравитационное излучение.