Загадки для знатоков. История открытия и исследования пульсаров - Амнуэль Павел (Песах) Рафаэлович - Страница 24

Почему реакция идет лишь при очень высоких плотностях? Дело в том, что нейтрон на 0,14 % массивнее протона. Значит, чтобы из протона мог образоваться нейтрон, протон должен получить дополнительную массу-энергию. Откуда эта энергия берется? Ее приносит электрон. Но откуда взяться такой энергии у электрона — ведь он «легче» протона почти в 1840 раз, его масса составляет лишь около 0,05 % массы протона. Вот если бы массу электрона увеличить втрое… Это можно сделать — нужно разогнать электрон до субсветовой скорости. Быстрые электроны существуют в вырожденном электронном газе, сжатом до плотности, в 100 тысяч раз большей, чем плотность обычного белого карлика. Только в этом случае электрон может столкнуться с протоном, захватиться им, и тогда вместо двух частиц — протона и электрона — возникают две другие — нейтрон и нейтрино. Если звезду сжать еще сильнее, то энергия электронов может стать больше предела, необходимого для нейтронизации. Избыток энергии уносят возникающие при нейтронизации нейтрино. Очевидно, что чем больше избыток энергии у электронов, тем большую энергию уносит каждое нейтрино.

Уже при плотности 100 миллионов т/см³ большая часть электронов захватывается, большая часть протонов превращается в нейтроны — возникает нейтронная звезда. А если звезду сжать еще сильнее? Тогда энергии электронов хватит не только для образования нейтронов, но даже для рождения более тяжелых частиц — гиперонов. Плотность вещества звезды максимальна в ее центре, значит, и гипероны начинают появляться сначала именно в центральных областях нейтронной звезды. По мере дальнейшего сжатия звезды гиперонное ядро увеличивается. Казалось бы, если продолжать сжимать звезду, увеличивая ее массу, настанет момент, когда «гиперонная опухоль» захватит все тело звезды. Но этого не происходит, и вот почему. Едва в звезде возникает небольшое гиперонное ядро, устойчивость звезды теряется окончательно и бесповоротно. Сила тяжести увеличивается настолько (ведь сжатие звезды происходит из-за увеличения ее массы), что никакое давление не может ему противостоять. Катастрофический коллапс наступает, прежде чем «гиперонная опухоль» успевает сколько-нибудь разрастись.

Итак, в начале шестидесятых годов почти все современные теоретические представления о сверхплотных звездах уже сложились. Во-первых, стало ясно, что никакая статическая сверхплотная звезда не может быть массивнее, чем примерно две массы Солнца. Во-вторых, стало ясно, что нейтронная звезда вовсе не является шариком из нейтронов. Структура ее сложнее. В центре — небольшое ядро, состоящее из гиперонов. Плотность ядра выше, чем миллиард тонн в кубическом сантиметре! Основную долю массы звезды составляет нейтронная жидкость, обладающая, как показали дальнейшие исследования, весьма необычными свойствами. Например, она сверхтекуча. Вот парадокс! На Земле с трудом удается получить сверхтекучие жидкости — приходится охлаждать вещество почти до абсолютного нуля, до минус 273 градусов Цельсия. А в недрах нейтронной звезды температура достигает сотен тысяч или миллионов градусов, и все же нейтронная звезда сверхтекуча. Это естественно — при сверхвысокой плотности сотня тысяч градусов все равно что нуль…

Ближе к поверхности звезды в нейтронной жидкости появляется примесь из ядер железа и вырожденного электронного газа. Эта область похожа по своей структуре на белый карлик, там и плотность такая же, около тонны в кубическом сантиметре. А еще выше, у самой поверхности, тоненькая твердая кора из обычного невырожденного вещества. Толщина коры ничтожна — всего несколько сантиметров! Вот что такое нейтронная звезда, если описать ее языком теоретиков.

Но для того чтобы опознать нейтронную звезду по этим признакам, нужно ее вскрыть и заглянуть внутрь. Для астронома-наблюдателя важны внешние признаки. Теория давала и их. Если температура на поверхности нейтронной звезды превышает миллион градусов, то такая звезда должна быть источником рентгеновского излучения.

Рентгеновское излучение из космоса действительно было обнаружено. Вскоре после второй мировой войны в небо поднялись первые мирные ракеты с гейгеровскими счетчиками на борту. Они изучали рентгеновское излучение Солнца. Пятнадцать лет велись такие исследования, но никто не предполагал, что на небе, кроме Солнца, могут быть и другие источники рентгеновского излучения. Это естественно. Солнце лишь миллионную долю своего полного излучения отдает в рентгеновский диапазон. Приборы были способны обнаружить рентгеновский поток от Солнца только потому, что до Солнца «рукой подать». Ближайшая звезда в сотни тысяч раз дальше от Земли, чем Солнце. Рентгеновский поток слабее в миллиарды раз. Все понимали, что нет никакой возможности такое излучение обнаружить.

Правда, могут быть звезды более горячие, чем Солнце. По теории излучение звезды приходится в рентгеновскую область, если температура поверхности достигает миллиона градусов. А температура обычной звезды (на так называемой главной последовательности звезд) тем больше, чем больше ее масса. Сириус втрое массивнее Солнца и вдвое горячее его. Для того чтобы звезда была в сотни раз горячее Солнца, масса ее тоже должна составлять сотни солнечных масс. Такие массивные звезды вряд ли существуют в природе. Если бы такая звезда и образовалась, она была бы разорвана внутренним давлением (тот случай, когда газовое давление превосходит тяжесть!). Ну, а раз таких звезд нет, то и искать рентгеновское излучение, не связанное с Солнцем, смысла нет. Его и не искали.

В возможность открытия рентгеновского излучения других звезд не верили настолько, что считали: скорее уж можно зарегистрировать рентгеновское излучение… Луны. Да, Луны, которая холодна и светит отраженным светом Солнца. Но Луну бомбардируют потоки космических лучей. До Земли они не долетают — мешает магнитное поле. На Луне же магнитного поля практически нет. Быстрые частицы врезаются в лунные породы, отдают свою энергию, заставляют поверхность Луны флюоресцировать. Примерно так, как испускала рентгеновские лучи трубка Крукса в том знаменитом опыте, когда К. Рентген обнаружил икс-лучи, получившие затем его имя. Вот эту рентгеновскую флюоресценцию Луны и хотели обнаружить американские ученые из группы Б. Росси, запустившие 18 июня 1962 года ракету типа «Аэроби» в верхние слои атмосферы. Обнаружить свечение Луны не удалось, но неожиданно был зарегистрирован сильный рентгеновский поток из области, близкой по направлению на центр нашей Галактики. Ничего больше о новом источнике узнать тогда не удалось.

Начали готовить следующий запуск. Новые счетчики могли локализовать источник на небесной сфере — если его удастся вновь обнаружить — с точностью до двух-трех угловых градусов. Для начала шестидесятых годов это была неплохая точность. Полет состоялся год спустя. Ракета «Аэроби» подняла счетчики на высоту 500 км. Напряженное ожидание — ведь миновал год после первого полета! — оказалось не напрасным. Источник был зафиксирован вновь. Удалось определить, что он находится в созвездии Скорпиона. И вот что удивительно! Во время второго полета приборы обнаружили еще один источник, и расположен он был в направлении на Крабовидную туманность.

Теперь предстояло выяснить, что же излучает — вся туманность или знаменитая южная звезда? Дело в том, что спектр синхротронного излучения Крабовидной туманности совершенно не похож на обычный спектр нагретого газа. Быстрые электроны, если уж каким-то образом они образуются в туманности, если они дают излучение в оптическом диапазоне, могут в принципе дать и более жесткое излучение — ультрафиолетовое и даже рентгеновское.

Идею проверки предложил И. С. Шкловский. 7 июля 1964 года должно было произойти довольно редкое событие — Луна, перемещаясь вдоль эклиптики, должна была закрыть собой Крабовидную туманность. Приборы того времени не обладали достаточной разрешающей способностью, чтобы дать изображение туманности в рентгеновском диапазоне, не могли выделить излучение южной звезды. Но представьте, что к туманности по небу приближается Луна. Если рентгеновским источником является южная звезда, Луна закроет ее мгновенно, и рентгеновское излучение мгновенно исчезнет. Если же излучает вся туманность, то источник будет гаснуть постепенно, по мере того как Луна будет наползать на туманность. Наконец, когда Луна полностью закроет туманность, источник погаснет. Полное затмение должно продолжаться 12 минут, затем источник появится вновь.