Нейтронные звезды. Как понять зомби из космоса - Москвич Катя - Страница 19

Путешествие оказалось долгим, и молодой ученый имел достаточно времени, чтобы проанализировать уравнения Фаулера. Чандрасекар сделал еще один шаг – учел релятивистские эффекты, что необходимо, когда скорость объекта близка к скорости света. Он понял, что электроны внутри белого карлика движутся с невероятно большой скоростью – и это приводит к неожиданным и удивительным результатам. Как оказалось, для того чтобы звезда стала белым карликом, масса ее ядра в момент гибели должна быть меньше 1,4 массы Солнца. Расчет Чандрасекара показал, что, если этот предел превзойден, белый карлик не может существовать, поскольку из-за лишней массы невероятно плотное вещество внутри звезды не способно сопротивляться гравитационному сжатию. Другими словами, ни одна звезда, оказавшаяся к концу своего существования массивнее Солнца в 1,4 раза, не станет одним из этих новооткрытых, тусклых, хотя и сверхплотных небесных объектов. Позднее вычисленное верхнее значение массы умирающей звезды стали называть пределом Чандрасекара. Но тогда возникает вопрос: что происходит со всеми более массивными звездами?

В то время ученые этого не знали. В 1931 году, когда Чандрасекар опубликовал свою работу, нейтрон еще не был открыт: Чедвик подтвердил его существование только в следующем году. Молодой индийский ученый не мог себе представить, что происходит с более массивными звездами в момент их смерти. Не зная о возможности образования нейтронных звезд, он предположил, что, возможно, в отсутствие гравитационного давления массивные звезды просто сжимаются и превращаются практически в ничто – уходят в небытие. Сейчас считается, что результатом коллапса очень массивных звезд становятся черные дыры. Однако в то время черные дыры существовали только в теории и еще несколько десятилетий оставались не реальными, а математическими объектами.

Чандрасекар непреднамеренно стал провозвестником и нейтронных звезд, и черных дыр.

Эддингтон, со своей стороны, так никогда и не согласился с идеей Чандрасекара. В 1934 году, вслед за публикацией первых результатов, молодой ученый направил в Королевское астрономическое общество еще две статьи, где уточнялись его более ранние расчеты и выводы. В январе 1935 года Чандрасекара пригласили сделать доклад на эту тему на заседании Королевского астрономического общества. Эддингтон выслушал выступление Чандрасекара, а затем взял слово сам и не оставил от его работы камня на камне. “Формула Чандрасекара основывается на объединении релятивистской механики с нерелятивистской квантовой теорией. Такой союз мне представляется греховным, а его результат – незаконным”, – сказал Эддингтон потерявшему дар речи Чандрасекару. Эддингтон верил: любая звезда со временем превращается в белый карлик. Ему казалась противоестественной идея коллапса в ничто под действием гравитации (позднее это “ничто” стало называться черной дырой). “Я полагаю, – заявил Эддингтон, – что должен быть общий закон природы, запрещающий звезде вести себя столь абсурдно!” Чандрасекар был настолько потрясен, что следующие четыре десятилетия белыми карликами больше не занимался. В то время под влиянием авторитета Эддингтона большинство ученых приняли его сторону. Все же, несмотря на противоречия, Чандрасекар и Эддингтон оставались в хороших отношениях⁵.

За три года до того, как Чандрасекар обратился к физикам, призывая их отставить в сторону критику Эддингтона и попробовать разобраться в его расчетах и гипотезах, на противоположной стороне Атлантического океана проходила другая научная битва. В начале 1932 года Фриц Цвикки из Калифорнийского технологического института узнал об открытии нейтрона Джеймсом Чедвиком. Новость произвела эффект разорвавшейся бомбы: большинство серьезных газет всего мира написали об открытии Чедвика – как-никак оно полностью меняло модель атома Резерфорда. “Открытие нейтрона. Эмбрион материи”, – гласил заголовок на первой странице New York Times 28 февраля 1932 года. Начало статьи было патетическим: “Доктор Джеймс Чедвик, работающий в Кавендишской лаборатории в Кембридже, открыл нейтрон – одну из первичных частиц природы. Открытие, о котором стало известно сегодня, наши ученые признали самым важным достижением экспериментальной физики с того времени, как лорд Резерфорд в 1911 году продемонстрировал ядерную структуру атома”⁶. Для Цвикки это открытие оказалось как нельзя кстати. Астрономы уже привыкли к так называемым новым – звездам, неожиданно начинающим светить необычно ярко. Они уже наблюдали и гораздо более редкий тип новых – более яркие и окруженные странно выглядящими туманностями. Цвикки назвал их “сверхновыми”.

Фриц Цвикки и его коллега Вальтер Бааде и раньше подозревали, что сверхновые могут быть результатом мощных взрывов звезд. Теперь, когда в астрофизическом арсенале Цвикки появился нейтрон, он смог связать концы с концами. Что, если, рассуждал он в 1933 году, в конце жизни звезды под действием гравитационного сжатия происходит коллапс ее ядра и недра звезды оказываются состоящими только из нейтронов (по мере того как протоны захватывают электроны и трансформируются в эти самые нейтроны)? Такая имплозия[11] “нейтронной звезды” существенно уменьшает исходную массу ядра и его размер. Основываясь на знаменитом уравнении эквивалентности массы и энергии Эйнштейна (Е = тс²), Цвикки предположил, что масса, “потерянная” при коллапсе ядра, превращается в энергию, приводящую к взрыву, – во вспышку сверхновой. В одной из двух статей на эту тему Цвикки и Бааде писали: “Со всеми оговорками мы все же полагаем, что сверхновая представляет собой превращение обычной звезды в нейтронную звезду, состоящую главным образом из нейтронов. Такая звезда может обладать очень малым радиусом и чрезвычайно большой плотностью”⁷. В декабре 1933-го, двумя годами раньше, чем Чандрасекар представил исследования белых карликов, Цвикки и Бааде доложили свои результаты на собрании Американского физического общества в Стэнфорде.

Сегодня мы знаем, что выводы Цвикки оказались правильны, но, поскольку в статьях почти не было подтверждающих расчетов, в то время они в лучшем случае казались чисто гипотетическими. Когда в январе 1934 года Цвикки и Бааде опубликовали статью о сверхновых и нейтронных звездах, ее встретили, мягко говоря, прохладно. Годами коллеги-ученые отвергали концепцию нейтронных звезд, считая ее чисто умозрительной.

Зато все быстро согласились с Цвикки, что взрыв сверхновой – катастрофическое событие, завершающее жизнь массивной звезды. Такое развитие событий казалось более осмысленным в сравнении с тихим, постепенным умиранием менее массивных звезд, которые, как известно, превращаются в белые карлики. (Подробнее о гибели подобных гигантов см. в разделе “Чуть глубже: Смерть массивной звезды”.) Не стоит забывать, что сверхновые известны ученым давно – их наблюдали и описывали в течение столетий. В 185 году нашей эры китайские астрономы с удивлением заметили появление на небе новой звезды, которая была ярче всех своих соседей, но исчезла спустя восемь месяцев. Они с большой аккуратностью зафиксировали свои наблюдения и романтически назвали ее “звезда-гостья”. Сегодня считается, что это событие – вероятно, вспышка сверхновой SN 185 в направлении Альфа Центавра, где-то в районе границы между созвездиями Циркуль и Центавр. В следующие несколько столетий арабские, китайские, египетские, японские, итальянские и швейцарские астрономы в разное время “принимали” подобных гостий. Эти необычные “звезды” сияли, находясь на одном и том же месте, как и все остальные “неподвижные” звезды, и их никак нельзя спутать с другим небесным событием, например с перемещающейся по небу кометой. В 1054 году “звезда-гостья” была видна 23 дня на дневном небе и 653 дня на ночном. Она выглядела настолько яркой, что, как полагают, на пике светимости в четыре раза превосходила блеск Венеры, которую легко видеть невооруженным глазом. Позже это событие получило свое современное обозначение: сверхновая SN 1054 в созвездии Телец. Она знаменита тем, что ее остатком является яркая, многоцветная Крабовидная туманность, напоминающая большое космическое облако.