12. Космические катастрофы, нейтронные звезды и черные дыры

Нейтронные звезды находятся в самом центре истории рентгеновской астрономии. И они действительно, как говорят, горячие штучки. И не только с точки зрения температуры, хотя их поверхностные температуры нередко достигают свыше миллиона кельвинов, а это более чем в сто раз горячее, чем поверхность Солнца.

Джеймс Чедвик открыл нейтрон в 1932 году, за что получил Нобелевскую премию по физике в 1935-м. После этого экстраординарного открытия, которое, по мнению многих физиков, стало завершающим мазком в картине атомной структуры, Вальтер Бааде и Фриц Цвикки выдвинули гипотезу, что нейтронные звезды формируются в результате вспышек сверхновых. И как впоследствии оказалось, были совершенно правы. Нейтронные звезды возникают в результате поистине катастрофических событий в самом конце жизни массивной звезды, одного из самых быстрых, потрясающих и жестоких происшествий в изученной нами Вселенной – коллапса ядра сверхновой.

Нейтронная звезда начинается не со звезды, похожей на наше Солнце, а со звезды как минимум в восемь раз массивнее. В нашей Галактике приблизительно миллиард нейтронных звезд, но в ней так много звезд самых разных видов, что миллиард следует считать редкостью. Звезды, как и многие другие объекты в мире и во Вселенной, могут «жить» только благодаря своей способности обеспечивать приблизительный баланс безмерно мощных сил. В звездах со сгорающим ядром, в котором термоядерные реакции, проходящие при температурах в десятки миллионов градусов по Кельвину, вырабатывают колоссальное количество энергии, создается огромное внутреннее давление. Температура в ядре Солнца, например, около 15 миллионов кельвинов, и оно вырабатывает за одну секунду энергию, эквивалентную энергии более миллиарда водородных бомб.

В стабильной звезде это давление сбалансировано действием силы тяготения, генерируемой огромной массой звезды. Если же эти две силы – направленное наружу давление термоядерного реактора и направленная внутрь сила гравитации – не сбалансированы, звезда не будет стабильной. Мы знаем, что Солнце существует в известном нам виде уже около пяти миллиардов лет и будет продолжать так жить еще пять миллиардов. Когда звезда собирается умирать, она меняется, и весьма существенно. Если звезда израсходовала большую часть ядерного топлива в ядре, она, как правило, приближается к заключительному этапу своей жизни и показывает настоящее огненное шоу. Это особенно верно в отношении массивных звезд. В некотором смысле сверхновые напоминают трагических театральных героев, которые обычно заканчивают свою великую жизнь в пароксизме катарсических эмоций, пламенно и зачастую весьма громко взывая к жалости аудитории.

Самая экстравагантная гибель звезды – гибель в результате коллапса ядра сверхновой, одно из самых энергетических явлений во Вселенной. Постараюсь отдать ей должное. Когда реакция в ядерном реакторе в ядре массивной звезды начинает сходить на нет – в конце концов, никакое топливо не может гореть вечно! – и генерируемое ею давление ослабевает, неустанное и вечное гравитационное притяжение остальной массы решительно берет над ним верх.

Процесс истощения топлива на самом деле довольно сложен, тем не менее весьма увлекателен. Как и большинство звезд, действительно массивные звезды начинают со сжигания водорода и создания гелия. Звезды питаются ядерной энергией – но не деления, а синтеза: при экстремально высоких температурах четыре ядра водорода (протоны) сплавляются в ядро гелия, в результате чего выделяется тепло. Когда у этих звезд заканчивается водород, из-за гравитации их ядра сжимаются, что повышает температуру до показателей, достаточно высоких, чтобы начать связывать гелий до углерода. Звезды с массами, примерно в десять раз превышающими массу Солнца, после сжигания углерода начинают сжигать кислород, потом неон, затем кремний, и в конечном счете у них получается железное ядро.

После каждого цикла горения ядро сжимается, его температура повышается, и запускается следующий цикл. Каждый очередной цикл вырабатывает меньше энергии, чем предыдущий, и короче предыдущего. Для примера скажу, что, в зависимости от точной массы звезды, цикл сжигания водорода может длиться 10 миллионов лет при температуре около 35 миллионов кельвинов, но последний цикл, цикл кремния, продолжается всего несколько дней при температуре около трех миллиардов кельвинов! Во время каждого цикла звезды сжигают большинство продуктов, образовавшихся в предыдущем цикле. Вот что я называю серьезным подходом к переработке!

Конец наступает, когда в результате синтеза кремния получается железо – химический элемент с самым устойчивым ядром из всех элементов периодической таблицы. При синтезе железа в более тяжелые ядра энергия не вырабатывается: этот процесс сам требует энергии, и генерирующий ее реактор останавливается. Железное ядро быстро растет по мере того, как звезда вырабатывает все больше и больше железа.

Когда железное ядро вырастает до примерно 1,4 солнечной массы, оно достигает своего рода магического предела, известного в астрономии как предел Чандрасекара (кстати, его фамилия связана с именем индийского бога Луны Чандры). В этот момент давление в ядре уже не может противодействовать мощному давлению силы тяготения, и ядро схлопывается, приводя к направленной вовне вспышке сверхновой.

Представьте себе огромную армию, осаждающую некогда гордый замок, внешние стены которого начинают разрушаться. (Мне лично вспоминаются сцены из фильма «Властелин колец», в которых бесчисленные армии орков прорываются через стены крепости.) Ядро схлопывается за миллисекунды, и падающая при этом в центр звезды материя – на самом деле она влетает на фантастической скорости, равной четвертой части скорости света, – повышает температуру внутри ядра до невообразимых 100 миллиардов кельвинов, что почти в десять тысяч раз горячее ядра Солнца.

Если масса одиночной звезды меньше двадцати пяти масс Солнца (но больше десяти его масс), коллапс создает в ее центре объект совершенно нового вида – нейтронную звезду. Одиночные звезды с массами от восьми до десяти масс Солнца тоже в конечном итоге рождают нейтронные звезды, но их ядерная эволюция (ее мы обсуждать не будем) несколько отличается от описанного сценария.

При высокой плотности коллапсирующего ядра электроны и протоны сливаются друг с другом. Отрицательный заряд отдельного электрона нейтрализует положительный заряд протона, и они объединяются, создавая нейтрон и нейтрино. Отдельных ядер больше не существует, они исчезают, превращаясь в массу того, что известно как вырожденная нейтронная материя (ну наконец-то впечатляющее название!). Еще мне очень нравится название противодействующего давления – давление нейтронного вырождения. Если масса этой потенциально нейтронной звезды начинает превышать массу трех Солнц, что случается, когда масса одиночной звезды (прародитель) примерно в 25 раз больше массы Солнца, сила тяготения превосходит даже давление нейтронного вырождения. Как думаете, что тогда происходит? Попробуйте угадать.

Верно. Я так и знал, что вы догадаетесь. Что же еще, как не черная дыра – место, где материя не может существовать в любой понятной нам форме, где, если приблизиться, гравитация настолько сильна, что не излучается ничего: ни свет, ни рентгеновские лучи, ни гамма-лучи, ни нейтрино, ничего. Эволюция в двойных системах звезд (подробнее об этом поговорим в следующей главе) может происходить совершенно иначе, потому что в такой системе оболочка массивной звезды нередко удаляется на ранней стадии и масса ядра не может вырасти так сильно, как в одиночной звезде. В этом случае даже звезда, которая изначально была в сорок раз массивнее Солнца, может все еще оставаться нейтронной звездой.

Тут следует отметить, что граница между прародителями, формирующими нейтронные звезды, и черными дырами, нечеткая; все зависит от множества факторов, а не только от массы прародителя – например, большое значение имеет вращение звезд.

Но черные дыры действительно существуют – это не плод воспаленного воображения сумасшедших ученых и фантастов, – и это невероятно. Черные дыры связаны с рентгеновской Вселенной – и я к ним еще вернусь, обещаю. Сейчас просто скажу, что черные дыры не только реальны, но и, по всей вероятности, составляют ядро всех достаточно массивных галактик во Вселенной.

Однако вернемся к коллапсу ядра. Как только нейтронная звезда сформировалась – помните, что мы говорим о миллисекундах, – звездное вещество, до этого пытавшееся проникнуть в нее с огромной скоростью, буквально отскакивает, образуя направленную наружу ударную волну, которая со временем ослабляется из-за энергии, потребляемой распадающимися оставшимися ядрами железа. (Помните, что, когда легкие элементы сливаются, формируя ядро железа, энергия высвобождается, а его распад потребляет энергию.) Когда электроны и протоны сливаются друг с другом во время коллапса ядра и становятся нейтронами, формируются также нейтрино. Кроме того, при высокой температуре ядра, около 100 миллиардов кельвинов, образуются так называемые термические нейтрино, переносящие примерно 99 процентов (что составляет около 10⁴⁶ джоулей) всей энергии, вырабатываемой в результате коллапса ядра. Оставшийся один процент (10⁴⁴ джоулей) представлен в основном кинетической энергией извергнутого звездного вещества.

Практически не имеющие массы и нейтральные нейтрино обычно легко проходят через любое вещество, и большинство из них покидают ядро. Тем не менее из-за чрезвычайно высокой плотности окружающего вещества они передают около одного процента своей энергии материи, которая затем вырывается наружу со скоростью до 20 тысяч километров в секунду. Часть этой материи может быть видна в течение тысячелетий после взрыва; мы называем это остатками сверхновой (пример – Крабовидная туманность).

Вспышка сверхновой ослепительна: оптическая светимость при максимальной яркости составляет около 1035 джоулей в секунду. Это в 300 миллионов раз больше светимости Солнца. Когда такая сверхновая встречается в нашей Галактике (что в среднем происходит всего пару раз за сто лет), мы наблюдаем одну из самых впечатляющих картин в небе. В настоящее время благодаря полностью автоматизированным роботизированным телескопам астрономы каждый год обнаруживают в большом «зоопарке» относительно близких к нам галактик сотни и тысячи сверхновых.

Коллапсирующее ядро сверхновой выделяет в 200 раз больше энергии, чем наше Солнце выработало за последние пять миллиардов лет, и вся она высвобождается примерно за одну секунду, причем 99 процентов – в виде нейтрино!

Именно это произошло в 1054 году, и в результате на небе появилась самая яркая звезда за последние тысячу лет – настолько яркая, что ее на протяжении нескольких недель было видно даже в дневное время. Будучи просто краткой космической вспышкой в межзвездном пространстве, сверхновая за несколько лет исчезает – по мере того как газ охлаждается и рассеивается. Но сам газ не исчезает. Взрыв в 1054 году создал не только одиночную нейтронную звезду, но и Крабовидную туманность, один из самых замечательных и до сих пор меняющихся объектов на небе и практически неисчерпаемый источник новых данных, потрясающих изображений и экспериментальных открытий. В астрономии многое происходит в масштабах времени, которые более привычны нам в связи с геологией – это миллионы и миллиарды лет, – поэтому, когда астрономы обнаруживают нечто происходящее очень быстро, за секунды, минуты или даже годы, это впечатляет особенно сильно. Отдельные части Крабовидной туманности меняют форму каждые несколько дней; кроме того, и космический телескоп «Хаббл», и Космическая рентгеновская обсерватория «Чандра» обнаружили, что остаток Сверхновой 1987А (находится в Большом Магеллановом Облаке) также изменяет свою форму с такой скоростью, что мы можем непосредственно наблюдать этот процесс.

Три разные нейтринные обсерватории зафиксировали одновременные нейтринные вспышки Сверхновой 1987A, свет от которой достиг нашей планеты 23 февраля 1987 года. Нейтрино настолько трудно обнаружить, что эти три мощных прибора выявили в общей сложности всего 25 штук за 13 секунд – и это из почти 300 триллионов (3 × 10¹⁴) нейтрино, «вылившихся» за эти 13 секунд на каждый квадратный метр поверхности Земли, повернутой к сверхновой. Изначально она выбросила порядка 10⁵⁸ нейтрино, то есть почти невообразимое количество, но из-за ее значительной удаленности (около 170 тысяч световых лет) от нашей планеты ее достигли «всего» около 4 × 10²⁸ нейтрино, то есть на 30 порядков меньше. Более чем 99,9999999 % из них свободно прошли прямо сквозь Землю; чтобы остановить половину этих нейтрино, потребовался бы брусок свинца длиной в световой год (около 10¹³ километров).

Звезда-прародитель Сверхновой 1987А сбросила оболочку газа около двадцати тысяч лет назад, в результате чего вокруг нее появились кольца, которые оставались невидимыми еще почти восемь месяцев после вспышки сверхновой. Скорость выбрасываемого газа была относительно невысокой, около 8 километров в секунду, но за прошедшие годы радиус оболочки достиг расстояния около двух третей светового года, приблизительно восьми световых месяцев.

Итак, сверхновая взорвалась, а восемь месяцев спустя ультрафиолетовый свет от этого взрыва (двигаясь, конечно же, со скоростью света) догнал кольцо материи и, так сказать, включил его – и оно начало излучать видимый свет.

Но есть еще кое-что интересное, что связано с рентгеновским излучением. Газ, извергнутый сверхновой во время вспышки, распространялся со скоростью примерно 20 тысяч километров в секунду, то есть почти в 15 раз медленнее скорости света. Поскольку нам было известно, как далеко находилось кольцо к этому времени, мы могли прогнозировать, когда приблизительно исторгнутая материя достигнет его; это произошло чуть более чем через одиннадцать лет, породив рентгеновское излучение. Конечно, нельзя забывать, что хотя мы говорим об этом так, будто все случилось в последние несколько десятилетий, на самом деле, так как SN 1987A находится в Большом Магеллановом Облаке, начало этого процесса имело место около 170 тысяч лет назад.

До сегодняшнего дня нейтронная звезда в остатке SN 1987A не обнаружена. Некоторые астрофизики считают, что во время коллапса ядра после первоначального образования нейтронной звезды сформировалась черная дыра. В 1990 году я заключил пари со Стэном Вусли из Калифорнийского университета в городе Санта-Круз, одним из мировых экспертов по сверхновым. Мы поспорили о том, будет ли нейтронная звезда найдена в течение ближайших пяти лет. В итоге я проиграл Стэну сотню.

В результате этих замечательных явлений происходят и другие удивительные вещи. В супергорячем реакторе сверхновой ядерный синтез высшего порядка сталкивает ядра друг с другом, и создаются элементы, гораздо более тяжелые, чем железо, которые в конечном итоге превращаются в газовые облака, а те со временем сливаются и образуют новые звезды и планеты. Мы все, и люди, и животные, сделаны из элементов, изначально состряпанных в звездах. Без этих звездных печей для обжига и без этих невероятно мощных взрывов, первым из которых был, безусловно, Большой взрыв, мы никогда не имели бы того богатства химических элементов, которое представлено в периодической таблице. Судя по всему, мы можем сравнить сверхновую с коллапсом ядра с чем-то вроде небесного лесного пожара (маленького, конечно же), который, сжигая одну звезду, создает условия для рождения новых звезд и планет.

По любым меркам, нейтронные звезды представляют собой поистине потрясающие, экстремальные небесные тела. Их размер – всего десятка полтора километров от края до края (меньше некоторых астероидов, вращающихся на орбите между Марсом и Юпитером), в сотни тысяч раз меньше Солнца, и при этом они в 300 триллионов (3 × 10¹⁴) раз плотнее его средней плотности. Чайная ложка вещества нейтронной звезды весила бы на Земле 100 миллионов тонн.

В нейтронных звездах мне, помимо всего прочего, очень нравится то, что, просто произнося их название, ты соединяешь две крайности физики, крошечное и огромное, нечто настолько маленькое, что мы никогда не сможем увидеть, но при этом такое плотное, что, для того чтобы представить это, потребуется напрячь воображение.

А еще нейтронные звезды вращаются, причем некоторые с поразительной скоростью – особенно сразу после появления на свет. Почему? По той же причине, по которой фигуристка, вращаясь с раскинутыми руками, начинает вращаться быстрее, если прижмет их к телу. Описывая это явление, физики говорят, что момент импульса сохраняется. Детальное объяснение физической природы момента импульса несколько сложное, но саму идею понять нетрудно.

Какое отношение все это имеет к нейтронным звездам? А вот какое: каждый объект во Вселенной вращается. Так что звезда, которая коллапсирует в нейтронную звезду, тоже вращалась. В результате взрыва она сбросила большую часть своего вещества, но осталась с массой, равной одной-двум солнечным массам, теперь сосредоточенной в объекте в несколько тысяч раз меньшем размера ядра до распада. Поскольку момент импульса сохраняется, частота вращения нейтронных звезд возрастает по меньшей мере в миллион раз.

Первые две нейтронные звезды, открытые Джоселин Белл (см. ниже), обращаются вокруг своих осей, делая один оборот примерно за 1,3 секунды. Нейтронная звезда в Крабовидной туманности делает около тридцати оборотов в секунду, а самая быстрая из всех до сих пор обнаруженных нейтронных звезд вращается с поистине потрясающей скоростью – 716 оборотов в секунду! Это означает, что скорость движения точки на ее экваторе составляет около 15 процентов от скорости света!

Благодаря тому, что все нейтронные звезды вращаются и многие из них имеют сильные магнитные поля, появляются пульсары – сокращение от «пульсирующих звезд». Пульсары представляют собой нейтронные звезды, испускающие пучки радиоволн со своих магнитных полюсов, которые, как и в случае с Землей, заметно отличаются от географических полюсов – точек на концах оси, вокруг которой вращается звезда. Пока звезда вращается, пучки электромагнитного излучения пульсара носятся по небу. С точки зрения наблюдателя, находящегося на пути такого пучка, звезда испускает импульсы излучения через регулярные промежутки времени, и он видит луч только короткое время. Астрономы иногда называют это эффектом маяка, что вполне понятно. Нам известно с полдесятка одиночных нейтронных звезд – не путать с нейтронными звездами в двойных системах! – пульсирующих в чрезвычайно большом диапазоне электромагнитного спектра, включающем радиоволны, видимый свет, рентгеновское излучение и гамма-лучи. Один из них – пульсар в Крабовидной туманности.

Джоселин Белл открыла первый пульсар в 1967 году, будучи аспиранткой Кембриджского университета. Она и ее руководитель Энтони Хьюиш сначала не знали, как объяснить регулярность пульсаций, которые длились всего около 0,04 секунды с промежутком в 1,3373 секунды (сейчас это называется периодом пульсара). Сначала они назвали пульсар LGM-1 (аббревиатура от Little Green Men – маленькие зеленые человечки), намекая на то, что регулярная пульсация может быть результатом деятельности внеземной цивилизации. Вскоре Белл обнаружила второй LGM с периодом около 1,2 секунды, и тут уже стало ясно, что это не происки инопланетян. С какой стати две совершенно разные внеземные цивилизации стали бы посылать на Землю сигналы с примерно одинаковой периодичностью? Вскоре после того, как Белл и Хьюиш опубликовали результаты своих исследований, Томас Голд из Корнельского университета сделал вывод, что пульсары – это вращающиеся нейтронные звезды.