Иосиф Шкловский - Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Итак, взрывы сверхновых звезд сопровождаются образованием нейтронных звезд — качественно нового типа космических объектов, существование которых было давно предсказано теоретиками.

3. В случае, если масса ядра сколлапсировавшей звезды превосходит некоторый критический предел (около 2,5—3 M ), ее неограниченное сжатие под давлением силы гравитации уже ничем нельзя остановить. При этом нейтронная звезда как стабильное образование возникнуть не может. Ничем не компенсируемая сила гравитации будет сколь угодно сильно сжимать вещество коллапсирующей звезды, размеры которой будут становиться сколь угодно малыми. Звезда будет сжиматься в точку, но... Но здесь выступают на первый план парадоксальные закономерности общей теории относительности. Из-за огромного значения гравитационного потенциала эффекты общей теории относительности, которые в «нормальных» космических условиях совершенно ничтожны по величине, здесь становятся решающими. Связанная с такой ситуацией увлекательнейшая проблема черных дыр, являющаяся сейчас едва ли не центральной проблемой астрономии, будет рассматриваться в § 24. А здесь мы подробно рассмотрим не менее интересную проблему нейтронных звезд.

Из трех видов «продуктов» заключительного этапа эволюции звезд (белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры) первыми были обнаружены астрономическими наблюдениями белые карлики (см. часть II). Важно еще раз подчеркнуть, что в этом случае практика намного опередила теорию. Белые карлики были, так сказать, «эмпирически» открыты до того, как астрономы поняли, что такое звезда и почему она светит. К понятию «вырожденный газ» физики пришли значительно позже того как были открыты белые карлики. Конечно, ничего удивительного в этом нет — ведь в любом куске металла, известного человечеству еще со времен бронзового века, как оказалось, электроны находятся в вырожденном состоянии. Видеть и изучать это еще не значит понять , да и уровни понимания могут быть разные. Все же факт остается фактом: белые карлики были сначала увидены , а затем поняты .

Совсем по-другому сложилась ситуация с нейтронными звездами. Они были открыты теоретиками «на кончике пера» за треть столетия до того, как их реально обнаружили астрономы. А в XX веке треть столетия — это очень большой срок! Причина такого запоздания в открытии нейтронных звезд вполне понятна: их, как это сразу же стало ясно, очень трудно обнаружить астрономическими наблюдениями. Если размер космического тела всего лишь 10 км, то даже при расстоянии до него, равном расстоянию до ближайших звезд ( 10 световых лет), его нельзя обнаружить, пользуясь самыми мощными телескопами. В самом деле, если температура поверхности такого тела (моделирующего нейтронную звезду) такая же, как на поверхности Солнца, т. е. 6000 К, то абсолютная звездная величина его 30 m , а видимая звездная величина будет всего лишь 27 m . Между тем предельная звездная величина слабейших астрономических объектов, доступных крупнейшим современным оптическим телескопам, составляет около 24 m . Если поверхность нейтронной звезды будет так же горяча, как у самых горячих из известных оптической астрономии звезд ( 100 000 К), то она все равно не сможет быть обнаружена. И это даже тогда, когда предполагаемое расстояние до нейтронной звезды так неправдоподобно мало! В действительности расстояния до ближайших нейтронных звезд, скорее всего, порядка нескольких десятков световых лет. Отсюда ясно, что все попытки обнаружить нейтронные звезды оптическими методами должны были быть обречены на неудачу.

Начиная с 1964 г., однако, ситуация с возможностью наблюдений нейтронных звезд, казалось бы, резко изменилась. Возникновение рентгеновской астрономии ознаменовало собой новый этап в многолетних поисках возможностей обнаружить нейтронные звезды и тем самым доказать реальность их существования. Подробно об успехах рентгеновской астрономии будет рассказано в § 23. Здесь мы только заметим, что уже сразу же после открытия первых космических источников рентгеновского излучения возникло подозрение, что это и есть долгожданные нейтронные звезды. На первый взгляд, для такого предположения были вполне достаточные основания. В самом деле, только что образовавшаяся в результате гравитационного коллапса нейтронная звезда должна иметь исключительно высокую температуру, порядка нескольких миллиардов кельвинов (см. § 18). Допустим, для простоты расчетов, что температура поверхности такой звезды равна одному миллиарду кельвинов. Тогда следует ожидать, что такой объект будет излучать как абсолютно черное тело с этой температурой, причем максимум излучения по закону смещения Вина m T = 0 , 3 будет соответствовать длине волны m = 3 10 -10см = 0 , 03 Å, а соответствующая энергия квантов излучения h 400 кэВ, т. е. будет приходиться на область очень жестких рентгеновских лучей. Согласно закону Стефана — Больцмана единица поверхности такого объекта (т. е. 1 см 2) будет излучать в рентгеновском диапазоне чудовищную мощность T 4= F = 10 32эрг/см 2 с, а вся сверхгорячая нейтронная звезда будет излучать мощность L = 4 R 2 F 10 45эрг/с, где R = 10 6см — радиус нейтронной звезды.

Величина L непомерно велика: достаточно сказать, что вся наша звездная система — Галактика, состоящая из сотни миллиардов разнообразнейших звезд, излучает во всем спектральном диапазоне только 10 44эрг/с. Если бы даже температура T была равна 10 8К (это довольно умеренная оценка температуры «новорожденной» нейтронной звезды), то L была бы 10 41эрг/с, что также представляет собой очень большую величину. Максимум излучения в этом случае приходился бы на рентгеновские кванты с энергией h 40 кэВ. В этом более мягком диапазоне энергий рентгеновских квантов как раз и работает большинство существующих приемников космической рентгеновской радиации. Допустим теперь, что такая горячая нейтронная звезда находится на противоположном краю нашей Галактики, скажем, на расстоянии r 60 000 световых лет, или 6 10 22см. Тогда поток рентгеновского излучения от нее будет F 2 , 5 10 -7эрг/см 2 с, а это в сотню раз больше потока рентгеновского излучения от самого яркого источника Скорпион Х-1 в этом «жестком» диапазоне (см. § 23). Между тем техника современной рентгеновской астрономии позволяет измерять потоки в несколько миллионов раз более слабые.