Диаграмма Герцшпрунга-Рессела

В 19 веке был найден правильный ответ на вопрос о поджигающем механизме. Им оказалось гравитационное сжатие звезды. Но что и как горит? Почему звезда светит так долго?

Обычные химические реакции не позволяли дать разумных оценок звездного возраста. И только прорыв физики в область атомных ядер открыл дорогу новым идеям звездной энергетики.

Источником долгожительства ярких звезд оказались термоядерные реакции, в которых достаточно медленно синтезируются все более тяжелые элементы при колоссальном выделении энергии. Анализ этих реакций и привел к современной картине звездной эволюции, которую мы обсудим во II части книги.

Однако открытием и классификацией более или менее обычного звездного населения дело не ограничилось. Уже в период зарождения эволюционной картины космоса — где-то во времена Лапласа проскальзывали идеи о небесных телах, непохожих на известные планеты и звезды. Ведь если звезды рождаются и умирают, их начальные и конечные состояния должны весьма отличаться от Солнца.

Первый шаг в этом направлении был сделан Фридрихом Бесселем, который в 1844 году провел тонкий анализ положений Сириуса и установил, что эта звезда связана с каким-то невидимым спутником. Картина выглядела так, что яркий Сириус А вместе с довольно массивным Сириусом В образуют двойную систему, обращающуюся вокруг общего центра тяжести с периодом порядка 50 лет. Масса спутника примерно равна массе Солнца, и поэтому его нельзя было считать планетой — скорее, речь шла о погасшей звезде. В 1862 году американскому астроному Олвину Грэхэму Кларку (1832–1897) удалось разрешить двойную систему Сириуса. Оказалось, что Сириус В — звездочка примерно 7 величины [86] , но ее цвет вовсе не свидетельствовал об угасании. Имея светимость почти в 100 раз меньше солнечной, эта звезда была раскалена добела, вместо того чтобы демонстрировать положенный темно-красный оттенок. В 1914 году американец Уолтер Сидней Адаме (1876–1956) проанализировал спектральный портрет звездной пары, и стало ясно, что обе звезды — А и В принадлежат к одному спектральному классу А, а их поверхностная температура порядка 10 000 К. Так состоялось открытие белых карликов.

Необычность Сириуса В заключалась в его малых размерах. Только очень малой площадью поверхности можно было объяснить столь малую светимость при температуре, почти в 2 раза превышающей температуру поверхности Солнца. Но отсюда следовало, что плотность белого карлика очень велика — примерно в 100 000 раз больше средней плотности нашего центрального светила.

Объекты такого рода с довольно разными массами и радиусами, но очень высокими плотностями порядка 104–106 г/см3 были обнаружены во множестве. А бурное развитие атомной физики в 10- 20-х годах позволило объяснить их существование вполне естественным образом.

Оказалось, что вещество, из которого состоит белый карлик, находится в необычном состоянии. Грубо говоря, для нормальной плотной упаковки атомов массой 10–24 г и размером 10– 8 см характерна плотность порядка 10–24/(10– 8)3 =1 г/см3. При достаточно большом давлении, возникающем при сжатии звезды, атомная структура разрушается, электроны образуют особый так называемый вырожденный газ. Характерным размером теперь уже является не радиус электронной орбиты, а квантовый (комптоновский) радиус электрона ((e = ћ /meс = 3,86.10–11 см). Получается картина, в которой плотно упакованы уже не атомы, а электроны, а ядра (например, протоны) как бы вжаты в электронный объем. Отсюда и характерная плотность белых карликов: (~ 10–24/(4.10–11)3 ~107 г/см3. Более точные оценки дают несколько меньшую величину, но в целом ситуация именно такова. Этим достижения астрономов и физиков не ограничились. Открытие в 1932 году нейтрона и немедленно последовавшее создание модели атомного ядра (микрообъекта, состоящего из компактно упакованных протонов и нейтронов) открыло путь к анализу еще более концентрированного звездного вещества. В самом деле, не может ли звезда при гораздо больших давлениях переходить в фазу гигантского атомного ядра с плотной упаковкой ядерных частиц?

Такая идея проскользнула в небольшой заметке советского физика-теоретика Льва Давидовича Ландау (1908–1968) в связи с поиском удовлетворительной гипотезы о звездных источниках энергии. Заметка была опубликована в 1932 году, и автор не знал еще об открытии нейтрона.

Конкретное и впоследствии оправдавшееся предсказание объектов нового типа сделали через 2 года американские астрономы Вальтер Бааде и Фриц Цвикки. Оценивая энергетику вспышек Сверхновых звезд, они пришли к гипотезе, что «…Сверхновая представляет собой переходную стадию от обычной звезды к нейтронной, состоящей главным образом из нейтронов».

Еще до конца 30-х годов вырисовалась довольно четкая модель. Дальнейшее сжатие белокарликового вещества приводит к тому, что электроны, как бы вдавливаясь в объем протонов, вступают с последними в реакцию, известную как обратный? — распад (р + е- > n +?). Происходит своеобразная нейтронизация атомных ядер, а избыток энергии излучается в виде нейтрино. Нейтроны слипаются в гигантское ядро, а огромный гравитационный потенциал как бы запирает канал прямого? — распада (n > р + е- +?), то есть образуется вполне стабильный сгусток нейтронного вещества. Характерный размер теперь уже порядка комптоновского радиуса нейтрона ((n = ћ /mnс = 2,1.10–14 см) и соответствующая ему характерная плотность — порядка ядерной (1014– 1015 г/см3). Радиус нейтронной звезды с массой порядка М€ должен быть не более 10–20 км. Оставалось только обнаружить такой объект, и самое любопытное, что фактически это и было сделано Вальтером Бааде и Рудольфом Лео Минковским еще в 30-е годы. Исследуя Крабовидную туманность — след Сверхновой, вспыхнувшей в 1054 году, — они отождествили одну из слабых звездочек с нейтронной, то есть, по гипотезе Бааде Цвикки, — с остатком взрыва. Спектр ее был весьма необычен, он не содержал линий поглощения и излучения, характерных для звезд главной последовательности. Казалось бы, тут и счастливый финал короткой истории. Но вышло все гораздо забавней — как раз факт регистрации звезды оптическими методами и послужил причиной недоверия к сути открытия. Дело в том, что стандартный механизм теплового излучения при обнаруженной светимости звезды Бааде — Минковского (выше L требовал совершенно чудовищных поверхностных температур (что-то около 1013 К), иначе звезда не могла бы давать в оптическом диапазоне наблюдаемой яркости. Это и не удивительно — ведь площадь излучающей поверхности нейтронной звезды примерно в миллиард раз меньше площади Солнца.

Под впечатлением оценок такого рода звезда Бааде-Минковского на 3 десятилетия перешла в разряд несколько загадочных объектов — до нетеплового импульсного механизма ее излучения теоретикам дойти не удалось. И между первым и вторым этапом открытия нейтронных звезд пролегла полоса, связанная с серьезнейшим экспериментальным и теоретическим перевооружением астрономии.

В первую очередь речь идет о выходе наблюдений в радиодиапазон. До поры до времени астроном ограничивался обзором неба в интервале отпущенного ему природой зрения [87] . Оптическая картина, как говорится, въелась нам в кровь, но это не значит, что другие участки спектра, недоступные напрямую человеческим органам чувств, содержат менее интересную и полезную информацию. К началу 20 века было ясно, что в принципе Вселенная должна светиться всеми частями электромагнитного спектра, а несколько позднее удалось установить, что Земля обстреливается еще и потоками энергичных элементарных частиц и атомных ядер — космическими лучами.

Между тем, старт радиоастрономии выглядел крайне скромно и был связан с исследованием помех во вполне земных передачах. В 1931 году американский инженер Карл Янский установил, что, по крайней мере, часть помех на волне 14,6 м имеет чисто космическую природу. Небосвод оказался довольно сильным источником радиосигналов, но в то время этот замечательный факт не вызвал особого энтузиазма. Диапазон сантиметровых и дециметровых волн не был технически разработан и не привлекал внимания астрономов.