Загадки для знатоков. История открытия и исследования пульсаров - Страница 22

Когда астрофизики-теоретики начали рассчитывать звездные модели, стала проясняться истинная картина эволюции звезды. Вот она в нескольких словах.

Звезды рождаются с разными массами — от десятых долей массы Солнца до десятков солнечных масс. В их недрах начинает гореть водород, превращаясь в гелий. Постепенно водород «выгорает», ядро звёзды сжимается, поскольку из-за нехватки горючего газовое давление в нем падает, и тогда начинают идти более сложные реакции, требующие более высоких температур и плотностей — загорается гелий. Эта стадия эволюции протекает значительно быстрее. В ядре уже нечему гореть, и реакции идут в тонком слое между ядром и оболочкой звезды. Давление на оболочку увеличивается, оболочка «разбухает», звезда становится красным гигантом, и тут… И тут ее структура становится настолько сложной, что даже современные ЭВМ часто не в силах помочь.

Помогают наблюдения. Стадия красного гиганта — одна из последних в жизни звезды. Ядро красного гиганта успевает за короткое время так сжаться, что, в сущности, представляет собой почти белый карлик. «Неполный карлик» — такое выражение можно встретить в фантастическом рассказе М. Лейнстера. Если найдется сила, которая «сдерет» с красного гиганта его оболочку, то ядро со временем превратится в обычного белого карлика.

А если масса ядра больше предела, установленного С. Чандрасекаром для белых карликов? Прежде, как вы помните, с этой проблемой расправлялись быстро: звезда в течение эволюции теряет всю лишнюю массу и все равно становится белым карликом. Но в конце пятидесятых годов стало ясно, что это может быть и не так. И теоретики забеспокоились — как же быть с массивными звездами?

Так сверхплотные звезды снова привлекли внимание ученых. В тридцатые годы нейтронными звездами и катастрофическим коллапсом занялись прежде всего физики — им было интересно, какие следствия можно вывести из уравнений общей теории относительности. А в конце пятидесятых годов сверхплотными телами заинтересовались астрофизики, причем с конкретной астрофизической целью: какую предельную массу может все же иметь нейтронная звезда?

Вы помните, что Р. Оппенгеймер и Дж. Волков получили для предельной массы нейтронной звезды значение 0,7 массы Солнца? Это вдвое меньше предельной массы белого карлика. Если это действительно так, то среди небесных тел нейтронных звезд не должно быть. Ведь если масса звезды меньше, чем 1,4 массы Солнца, то звезда эволюционирует к состоянию белого карлика. А если масса больше, то наступит катастрофический коллапс, беспредельное сжатие. В обоих случаях нейтронная звезда не возникает. И как быть, наконец, с южной звездой в Крабовидной туманности — что она такое? Столь малое значение предельной массы нейтронной звезды астрофизиков не устраивало.

Для спасения идеи о существовании Д-тел, из которых, по мысли В. А. Амбарцумяна, возникают звезды, нужны были массы сверхплотных конфигураций, достигающие сотен масс Солнца! Ведь по гипотезе В. А. Амбарцумяна, десятки массивных звезд возникают в ассоциации из одного дозвездного тела. Вот еще одна причина роста интереса к нейтронным звездам.

Однако первым после долгого перерыва на важность исследований сверхплотных звезд обратил внимание все же не астроном, а физик — американский ученый Дж. Уилер. В 1958 году вышла его книга «Строение Вселенной». Дж. Уилер писал, что проблема коллапсирующих звезд — не локальная астрофизическая задача. Нужно смотреть значительно шире. Это большая философская проблема, решение которой способно перевернуть представления о мироздании. Речь идет о том, до каких пределов можно применять известные физические законы и теории. Нейтронные звезды обладают плотностями, с которыми физики никогда не сталкивались. А на сфере Шварцшильда тяготение и вовсе бесконечно — с чем подобным сталкивались физики прежде? Кто может уверенно утверждать, что обычные физические законы будут действовать и в таких экстремальных условиях? Ньютоновская теория тяготения верна, когда поля очень слабые. Эйнштейновская теория была проверена экспериментально в полях не очень слабых, но и не в сильных. Самое сильное поле тяжести, для которого был проверен эффект красного смещения, — поле тяжести белого карлика. Там эйнштейновская теория действует. Но нейтронные звезды обладают полями в тысячи раз более Сильными! А при коллапсе поле увеличивается в бесконечное число раз! Верна ли эйнштейновская теория тяготения здесь?

Когда начинается катастрофический коллапс, звезду уже ничто не может спасти — она сжимается… в точку. Как быть? Противоречие: звезда должна сжаться в точку (так велит теория), но она не может сжаться в точку (ведь точка — математическая абстракция, вряд ли тело определенной массы может занимать нулевой объем). Возникает противоречие между двумя теориями, двумя фундаментальными представлениями о природе. Для его устранения нужно решить, способно ли при определенных условиях материальное тело не иметь объема? Точнее, не занимать объема в пространстве-времени и проявлять себя лишь полем тяжести? Куда девается это вещество? Оно оказывается в иной Вселенной! Вот к каким безумным идеям приводит необходимость устранить конкретное противоречие.

Но может быть, изменить нужно не теорию строения вещества, а общую теорию относительности? Ведь эта теория — классическая, квантовых эффектов она не учитывает. Гравитоны — кванты тяготения вовсе не продукт общей теории относительности. Они придуманы по аналогии с квантовой механикой, в эйнштейновской теории их нет. А между тем, если вещество очень сильно сжато, квантовые эффекты учитывать необходимо. В нашем примере нужно сжать звезду до размеров, меньших, чем размер электрона. Существовать при такой плотности звезда не может — мы уже говорили, что это лишь мгновенная фаза безграничного сжатия. Но погодите! Ведь именно на этой фазе теория относительности перестает действовать, как перестает действовать всякая классическая теория, когда мы вторгаемся в мир элементарных частиц. А квантовая теория тяготения даже и сейчас находится в зачаточном состоянии. Может быть, когда она будет создана, окажется, что сжатие звезды все же останавливается? Физикам это необыкновенно интересно, поскольку речь идет о проникновении в самые сокровенные тайны материи…

В 1959 году, через год после выхода книги Дж. Уилера, американский астрофизик А. Камерон опубликовал статью о строении нейтронных звезд. Это была первая успешная попытка спасти нейтронные звезды для астрофизики. А. Камерон сделал естественный шаг, на который, однако, никто не решался в течение двадцати лет. Он предположил, что нейтронная звезда состоит вовсе не из идеального газа. Вспомните работу Р. Оппенгеймера и Дж. Волкова. Они решили доказать, что нейтронные звезды в принципе могут существовать. Поэтому, а также для упрощения и без того сложных вычислений они решили взять газ из невзаимодействующих друг с другом нейтронов. То есть идеальный газ.

Само название говорит о том, что такой газ — абстракция. Как абсолютно черное тело. Реальные молекулы, атомы, частицы обязательно взаимодействуют друг с другом. В классическом газе действуют силы Ван-дер-Ваальса. В вырожденном сверхплотном газе нейтронов — ядерные силы отталкивания. Ядерные силы отличаются тем, что проявляют себя лишь на очень коротких дистанциях, сравнимых с размерами атомных ядер. Но ведь в нейтронных звездах такие плотности, что нейтронам и развернуться негде, они прижаты друг к другу, расстояния между соседними нейтронами как раз и сравнимы с ядерными размерами. Значит, между нейтронами должны действовать ядерные силы отталкивания. Эти силы тоже, как и давление вырождения, действуют против тяжести, не позволяя нейтронам слишком близко сближаться друг с другом. Этот вид внутреннего давления учел А. Камерон. И оказалось, что ядерные силы в такой сверхплотной звезде, как нейтронная, расталкивают. вещество ничуть не хуже, чем давление вырожденных ферми-частиц. А. Камерон получил новое значение для максимальной массы нейтронной звезды: две массы Солнца. Больше предельной массы белого карлика. Так нейтронные звезды были спасены для астрофизики. Более того, А. Камерон писал (спустя четверть века после Ф. Цвикки), что нейтронные звезды, вероятно, возникают при взрывах сверхновых.