Пульсары — нейтронные звезды

Еще в 1932 году молодой советский физик-теоретик Лев Давидович Ландау (1908—1968) сделал вывод о существо­вании во Вселенной сверхплотных ней­тронных звёзд. Представим себе, что звезда величиной с наше Солнце сжалась бы до размеров нескольких десят­ков километров, а её вещество превра­тилось бы в нейтроны,— это и есть нейтронная звезда. Два года спустя американские астрономы Вальтер Бааде и Фриц Цвикки (1898—1974) высказали предположение, что вспышки сверхно­вых — прямой результат такого сжатия.

Как показывают теоретические рас­чёты, звёзды с массой ядра, более чем в 1,2 раза превышающей солнечную массу, после исчерпания ядерного горючегс взрываются и с огромной скоростью сбрасывают свои наружные оболочки. А внутренние слои взорвавшейся звезды, которым уже не препятствует газовое давление, под действием сил тяготения обрушиваются к центру. За несколько секунд объём звезды уменьшается в 10¹⁵ раз! В результате чудовищного гравитационного сжатия происходит как бы вдавливание свободных электронов в ядра атомов. Они соединяются с протонами и, нейтрализуя их заряд, образуют нейтроны. Лишённые электрического заряда, нейтроны под нагрузкой вышележащих слоёв начинают быстро сближаться. Но давление вырожденного нейтронного газа останавливает дальнейшее сжатие. Возникает нейтронная звезда, практически полностью состоящая из нейтронов. Её размеры - около 20 км, а плотность в недрах достигает 1 млрд т/см³, то есть близка к плотности атомного ядра.

Пульсар

Итак, нейтронная звезда подобна ги­гантскому ядру атома, перенасыщенно­му нейтронами. Только в отличие от атомного ядра нейтроны удерживаются не внутриядерными силами, а гравита­ционными. Согласно расчетам, такая звезда быстро остывает, и уже через не­сколько тысяч лет, протекших после ее образования, температура ее поверхно­сти должна понизиться до 1 млн К, что подтверждают также измерения, сде­ланные в космосе. Конечно, сама по себе эта температура ещё очень высока (в 170 раз выше температуры поверхности Солнца), но поскольку нейтронная звез­да сложена исключительно плотным ве­ществом, то температура его плавления много больше 1 млн К. В результате по­верхность нейтронных звезд должна быть... твердой! Такие звезды обладают хотя и раскалённой, но твёрдой корой, прочность которой во много раз превы­шает прочность стали.

Сила тяжести на поверхности ней­тронной звезды настолько велика, что человек весил бы там около 1 млн т. Дей­ствие поля гравитации в нейтронном мире можно показать на таком примере. Вообразим человека, который верти­кально опускается на нейтронную звез­ду. Приливные силы, порожденные раз­ностью притяжения, действующего ме­жду головой и ногами, растягивают тело и разрывают его на куски. Но если бы че­ловеку всё же удалось достичь поверх­ности необычной звезды, то он был бы раздавлен ее чудовищным притяжением до толщины следа, который остается на конверте от почтового штемпеля.

Удивительные нейтронные звёзды, открытые «на кончике пера», долгое время не удавалось обнаружить. Мно­гим казалось, что по причине очень ма­лой поверхности излучения они долж­ны быть недоступны для наблюдений. И вдруг — неожиданное открытие!

Летом 1967 года аспирантка Кем­бриджского университета (Англия) Джоселина Белл приняла весьма стран­ные радиосигналы. Они поступали ко­роткими импульсами и точно через каж­дые 1,33730113 секунды. Исключитель­но высокая точность следования радио­импульсов наводила на мысль: а не по­сылают ли эти сигналы представители разумной цивилизации?

Однако в течение нескольких после­дующих лет на небе было обнаружено много подобных объектов с быстрым пульсирующим радиоизлучением. Они были названы пульсарами, то есть пуль­сирующими звездами.

Когда радиотелескопы были направ­лены на Крабовидную туманность, то в ее центре тоже обнаружили пульсар с периодом 0,033 секунды. С развитием внеатмосферных наблюдений было ус­тановлено, что он излучает и рентгенов­ские импульсы, причем рентгеновское излучение — основное и в сотни раз сильнее всех других излучений.

Вскоре исследователи догадались, что причиной строгой периодичности пульсаров является быстрое вращение каких-то особых звёзд. Но столь корот­кие периоды пульсаций, которые заклю­чены в пределах от 1,6 миллисекунды до 5 секунд, можно объяснить быстрым вращением лишь очень малых и очень плотных звёзд (большую звезду центро­бежные силы неизбежно разорвут!). А если так, то пульсары — это не что иное, как нейтронные звезды!

Но почему нейтронным звездам при­суще столь быстрое вращение? Вспом­ним: экзотическая звезда рождается в результате сильного сжатия огромного светила. Поэтому в соответствии с за­коном сохранения момента количества движения скорость вращения звезды должна резко увеличиться, а период вращения — сократиться. Кро,ме того, нейтронная звезда еще сильнейшим об­разом намагничена. Напряженность магнитного поля на её поверхности в триллион (10¹²) раз превосходит напря­женность магнитного поля Земли! Мощное магнитное поле тоже резуль­тат сильного сжатия звезды — умень­шения ее поверхности и сгущения магнитных силовых линий. Однако истин­ным источником активности пульсаров (нейтронных звезд) служит не само магнитное поле, а энергия вращения звезды. И теряя энергию на электромагнитное и корпускулярное излуче­ние, пульсары постепенно замедляют своё вращение.

Модель «радиомаяка» пульсара

Если радиопульсары представляют собой одиночные нейтронные звезды, то рентгеновские пульсары — это компо­ненты двойных систем. Поскольку сила тяготения на поверхности нейтронной звезды в миллиарды раз больше, чем на Солнце, она «стягивает на себя» газ соседней (обычной) звезды. Частички газа с большой скоростью падают на ней­тронную звезду, разогреваются при уда­ре о её поверхность и испускают рентге­новские лучи. Нейтронная звезда может стать источником рентгеновского излу­чения и в том случае, если она «забре­дёт» в облако межзвездного газа.

Из чего же складывается механизм пульсации нейтронной звезды? Не сле­дует думать, что звезда просто пульсиру­ет. Дело обстоит совсем иначе. Как уже говорилось, пульсар — это быстро вра­щающаяся нейтронная звезда. На её по­верхности, по-видимому, существует активная область в виде «горячего пятна», излучающего узкий, строго направлен­ный пучок радиоволн. И в тот момент, когда этот пучок устремлен к земному наблюдателю, последний отметит им­пульс излучения. Иными словами, ней­тронная звезда подобна радиомаяку, и период её пульсации равен периоду вра­щения этого «маяка». Исходя из такой модели, можно понять, почему в ряде случаев на месте вспышки сверхновой, где пульсар должен непременно находиться, он не был обнаружен. Наблюда­ются лишь те пульсары, излучение кото­рых удачно ориентировано по отноше­нию к Земле. Астрономам в виде радио- и рентгеновских пульсаров доступна лишь «вершина нейтронного айсберга».

Рентгеновские пульсары и источники гамма-квантов

23 марта 1983 года в нашей стране была запущена первая специализиро­ванная астрономическая станция «Астрон». На ее борту были установлены крупные инструменты для исследова­ний космический объектов в диапазоне невидимых излучений: ультрафиолето­вый телескоп Крымской астрофизиче­ской обсерватории с диаметром зеркала 90 см и комплекс рентгеновских спек­трометров. «Астрон» предназначался для изучения рентгеновских пульсаров, открытых в 1970 году с помощью аме­риканского рентгеновского спутника «Ухуру».

Отождествление рентгеновских ис­точников с оптическими объектами по­могло понять их физическую природу. Рентгеновский пульсар — это нейтрон­ная звезда с радиусом от 10 до 20 км и массой около одной массы Солнца. Ха­рактерная особенность такого пульсара — периодическая пульсация потока рентгеновского излучения с периодом от нескольких миллисекунд до 1000 се­кунд (разброс периодов радиопульсаров гораздо меньше: от 1,5578064 миллисе­кунды для самого быстрого до 4,308779 секунды). Один из ярчайших рентге­новских пульсаров (он же и самый короткопериодический) находится в цен­тре Крабовидной туманности.

Почти все рентгеновские пульсары входят в двойные системы, где вторая компонента — оптическая звезда, чаще всего гигант или сверхгигант. Они излу­чают громаднейший поток жесткого рентгеновского излучения, которое в 1000—100 000 раз превышает полную светимость Солнца.

Энергия рентгеновского излучения образуется за счет действия определен­ных физических механизмов. Один, на­пример, связан с фантастическим маг­нитным полем нейтронной звезды, на­пряженность которого может в 1 млрд раз превышать напряженность поля в солнечных пятнах, а оно тоже нешуточ­ное — порой достигает 5000 эрстед! В этом случае жесткое рентгеновское из­лучение обеспечивается за счет движе­ния высокоэнергичных электронов в магнитном поле нейтронной звезды. Но в большинстве случаев рентгеновское излучение генерируется в тесной двой­ной системе и связано с аккрецией (пе­ретеканием) вещества с оптической звезды на релятивистский объект — нейтронную звезду или черную дыру.

Магнитное поле нейтронной звезды направляет плазму на полюсы, где она сталкивается с поверхностью нейтрон­ной звезды и разогревает ее до темпера­туры в десятки миллионов Кельвинов. Поскольку горячие рентгеновские пят­на на магнитных полюсах вращающейся нейтронной звезды периодически быва­ют обращены к земному наблюдателю, рентгеновский телескоп фиксирует пульсации рентгеновского излучения. Эти пульсации (радио- и рентгеновско­го излучения) свидетельствуют о том, что у нейтронной звезды есть твердая поверхность, сильное магнитное поле и быстрое вращение. Но если в двойной системе релятивистским объектом яв­ляется черная дыра, то периодической пульсации рентгеновского излучения ожидать не приходится, поскольку она не имеет ни твердой поверхности, ни магнитного поля. В этом и состоит один из отличительных признаков черных дыр от нейтронных звезд.

Итак, наблюдаемое рентгеновское излучение свидетельствует об исключи­тельно высоких температурах и чудо­вищных светимостях рентгеновских ис­точников. Представим себе, карликовая нейтронная звезда светит в десятки ты­сяч раз интенсивнее нашего Солнца! Здесь есть чему удивляться.

Обычно период пульсации нейтрон­ной звезды медленно изменяется, ибо медленно ускоряется или замедляется ее вращение. Разгон звезды, то есть уменьшение периода ее вращения, про­исходит в результате выпадения веще­ства на нейтронную звезду из вращающегося аккреционного диска. Торможе­ние же возникает за счет отдачи враща­тельного момента окружающему звезду веществу, что связано с наличием у звезды сильного магнитного поля. По­этому пульсар как бы балансирует на грани «торможение—ускорение».

Мир рентгеновских пульсаров весьма разнообразен. Это и одиночные ней­тронные звезды — остатки новых и сверхновых, и пары «нейтронная—ги­гант» или «нейтронная—звезда сверхги­гант». Размеры таких двойных звезд и расстояния между ними вызывают удивление. Вот, например, пара Центавр Х-3. Масса голубого гиганта в этой паре достигает 20 солнечных масс, а нейтрон­ный карлик имеет массу, равную при­мерно двум массам Солнца. Иногда бурная атмосфера гиганта так «распухает», что нейтронный карлик погружается в нее. Расстояние между центрами компо­нентов этой системы составляет 0,1 а. е., а радиус голубого гиганта в 10 раз пре­вышает радиус Солнца. Вот и получает­ся, что нейтронная звезда то движетсая около «поверхности» гигантской звез­ды, то оказывается внутри ее разрежен­ного тела...

Модель рентгеновского источника, состоящего из красного гиганта и черной дыры. Избыток вещества сбрасывается в виде двух струй, расположенных перпендикулярно плоскости аккреционного диска .

Астрономическая станция «Астрон» проработала около шести лет — до лета 1989 года. А в марте 1990 года исследо­вания были продолжены международ­ной астрофизической обсерваторией «Гранат». В её создании принимали уча­стие СССР, Франция, Дания и Болга­рия. На борту новой космической об­серватории были установлены отечест­венный телескоп АРТ-П и французский 51СМА, позволявшие наблюдать звезд­ное небо не только в рентгеновских, но и в гамма-лучах с угловым разрешением в несколько минут дуги.

Объектами наблюдений обсервато­рии «Гранат» были рентгеновские пуль­сары и другие яркие галактические и внегалактические (находящиеся за пре­делами нашей Галактики) источники рентгеновского и гамма-излучений. Осо­бый интерес для астрофизиков пред­ставляют центральные области нашей Галактики, наиболее плотно «заселен­ные» различными экзотическими объек­тами. Они тщательно изучались с помо­щью телескопа АРТ-П (об этом рассказ впереди).

Орбитальная обсерватория «Гранат» отметила возрастание солнечного кос­мического излучения, особенно в 1990 году, весной. А июнь 1991 года был ре­кордным по количеству, мощности и продолжительности солнечных вспы­шек. Пять вспышек были зарегистриро­ваны в течение полумесяца и сопровож­дались мощным рентгеновским излуче­нием.

31 января 1993 года специализиро­ванная американская космическая об­серватория СК.О, на борту которой находилась аппаратура по приему гамма-квантов, зарегистрировала в созвездии Девы необычно мощный гамма-всплеск. Его энергия в 10 раз превысила энергию самого яркого из гамма-всплесков, на­блюдавшихся ранее, а яркость была в 100 раз выше любого известного гамма- источника нашей Галактики.

Этот спутник зарегистрировал более тысячи гамма-всплесков, которые рав­номерно распределены по всему небу. Последнее обстоятельство свидетельст­вует о том, что большинство таких вспышек происходит далеко за предела­ми нашей Галактики. По-видимому, они связаны с бурными процессами в ядрах активных галактик. Источником гамма- всплесков являются также загадочные квазары, а сами всплески относятся к наиболее таинственным явлениям со­временной астрофизики.

В нашей Галактике некоторые источ­ники гамма-квантов отождествлены с остатками взрывов сверхновых, как, на­пример, с Крабом (знаменитой туман­ностью в созвездии Тельца). В целом интенсивность галактического гамма- излучения возрастает к центру Галакти­ки. Гамма-кванты высокой энергии от­мечены космическими аппаратами и во время мощных солнечных вспышек.

Международная астрофизическая обсерватория «Гранат»

Рентгеновская и гамма-астрономия изучают природу и динамику взрывных процессов во Вселенной, а также свой­ства вещества в экстремальных физиче­ских условиях, недостижимых в земных лабораториях. Первые шаги на этом пу­ти уже сделаны.

Путешествие... в черную дыру!

Черные дыры — это самые загадоч­ные объекты Вселенной. Они обладают столь удивительными свойствами, что невольно поражают людское воображе­ние. «Из всех измышлений человече­ского ума, — пишет известный амери­канский физик К. Торн, — от единоро­гов и химер до водородной бомбы, на­верное, самое фантастическое — это об­раз черной дыры... Черная дыра кажется более уместной в фантастических рома­нах или в мифах древности, чем в реаль­ной Вселенной. И тем не менее законы современной физики фактически требу­ют, чтобы черные дыры существовали. Возможно, только наша Галактика со­держит миллионы их».

Так что же такое эти диковинные черные дыры?

Еще в конце XVIII века знаменитый французский ученый Пьер Симон Лап­лас, произведя соответствующие расче­ты, пришел к выводу: «Светящаяся звезда с плотностью, равной плотности Земли, и диаметром в 250 раз больше диаметра Солнца не даст ни одному све­товому лучу достичь нас из-за своего тяготения; поэтому возможно, что са­мые яркие небесные тела во Вселенной оказываются по этой причине невиди­мыми».

На чем было основано это утвержде­ние? Пользуясь теорией тяготения Нью­тона, Лаплас подсчитал, что если звезда достигнет таких размеров и массы, то вторая космическая скороств на ее по­верхности (скорость убегания) превы­сит скорость света. Следовательно, фо­тоны света от звезды не смогут улететь в космос, и она окажется невидимой. По­лучается потрясающая вещь: гигантская звезда существует, но ее не видно!

Но вторая космическая скорость бу­дет возрастать не только с увеличением массы небесного тела. Масса может ос­таваться неизменной, а будет увеличи­ваться плотность звезды, то есть будут уменьшаться ее размеры. Предположим, что радиус звезды сократился вдвое, тогда сила тяжести на ее поверхности воз­растет вчетверо; уменьшится радиус в три раза — сила тяжести станет больше в девять раз, то есть гравитация (тя­жесть) увеличивается пропорционально квадрату уменьшения радиуса.

Теория подсказывает, что на заклю­чительном этапе эволюции — после «выгорания» ядерного горючего — все звезды сжимаются. Однако степень это­го сжатия зависит от массы звезды. Ес­ли после стадии красного гиганта и сбрасывания внешней оболочки масса ядра звезды окажется меньше 1,2 массы Солнца, то стареющее светило превра­тится в белый карлик. Если же масса будет более 1,2 и не превысит трех сол­нечных масс, то конечным результатом эволюции станет нейтронная звезда. Ес­ли масса ядра звезды превышает крити­ческий предел — три солнечных массы, неизбежна катастрофа: звезда с огром­ной скоростью начнет сжиматься! Про­цесс этот необратимый — его ничем нельзя остановить. За какие-то секунды звезда превратится в сверхплотную чер­ную дыру, и уже ничто не сможет вы­рваться из ее цепких объятий. Это про­изойдет в тот момент, когда небесное те­ло сожмется до размеров так называемого гравитационного радиуса. Именно при достижении гравитационного ра­диуса поле тяготения сжавшейся звезды становится таким сильным, что вторая космическая скорость будет равна ско­рости света. Вот тут-то и начинаются странные вещи!

Согласно общей теории относитель­ности Альберта Эйнштейна геометриче­ские свойства пространства-времени вблизи чёрной дыры меняются корен­ным образом. Человеческое воображе­ние даже не в состоянии представить се­бе то искривление пространства и за­медление времени, что происходит в сильном поле тяготения релятивистского объекта^*. Далекий наблюдатель, следя за катастрофическим сжатием массивной звезды, заметил бы, как с приближением ее поверхности к грави­тационному радиусу она как бы засты­вает. Видимое излучение звезды быстро затухает и «краснеет», так как фотоны теряют энергию в сильном гравитаци­онном поле, и наконец звезда становит­ся невидимой. Ни в какие телескопы ее нельзя больше обнаружить. И всё, что произойдёт со звездой после того, как она провалится в «гравитационную мо­гилу» — сколлапсирует до размеров своего гравитационного радиуса,— уви­деть никому не дано! Ведь чтобы излу­чение звезды могло вырваться из этой ловушки, ему пришлось бы двигаться со скоростью больше световой, а это физи­чески невозможно!

Звезды с массой более 60 солнечных масс не обладают достаточной устойчи­востью и встречаются редко. Поэтому, если такую массу рассматривать как предельную, нетрудно подсчитать, что гравитационный радиус подобной звез­ды равен 180 км. Можно вычислить значение гравитационного радиуса и для Солнца, и для нашей Земли: получим 3 км и около 1 см соответственно. Но наше дневное светило (тем более Зем­ля!) неспособно на «гравитационный подвиг». Превращение в чёрную дыру — удел исключительно массивных звезд.

Но как проверить теоретические рас­четы? Как убедиться в том, что черные дыры — не какая-то абстракция и не до­сужий вымысел? Пусть увидеть черную дыру нельзя, но обнаружить ее все-таки можно.

Звезды, как и люди, любят жить па­рами. Очень часто они образуют двой­ные звёздные системы. И не исключено, что среди близких двойных звезд есть и такие, у которых один из компонентов — самая настоящая чёрная дыра.

*⁾Релятивистские объекты — космические тела, которые «живут» по законам теории относительности А. Эйнштейна.