Концепції сучасного природознавства - Карпов Я. С. - 4.3.4 Пульсари та нейтронні зірки

Природа білих карликів як "мертвих зірок" стала достатньо зрозумілою після опублікування роботи Чандрасекара на початку 1930-х років. Та термоядерна "пічка", що підтримує структуру звичайних зірок, не може забезпечити стійкість зовнішніх шарів білого карлика з тієї причини, що в них уже вичерпане все пальне. Для розуміння того механізму, що підтримує структуру білого карлика, розглянемо речовину в серцевині зірки, яка перебуває у стані колапсу. З часом зірка зазнає все більшого стиснення, тиск і густина стають настільки великими, що всі атоми повністю "роздавлюються". У результаті з'являється безліч вільних електронів, в яких "плавають ядра". Кожному електрону властивий спін, унаслідок чого його поведінка підпорядковується важливому закону природи під назвою принципу заборони Паулі. Відповідно до цієї заборони два електрони одночасно не можуть займати одне і те ж місце, якщо їхні швидкості й спіни однакові. Коли умираюча зірка стискається, то електрони також зазнають такого сильного стиснення, що, зрештою, заповнюються всі вакансії можливого розташуванняй швидкостей електронів. Як тільки це відбулося, електрони починають з великою силою впливати один на одного, протидіючи подальшому стисненню умираючої зірки. Таким чином, виникає тиск вироджених електронів, який запобігає необмеженому стисненню (колапсу) білого карлика.

Білі карлики відомі астрономам уже протягом багатьох років. Вони настільки звичні, щодо недавніх пір вважалися кінцевим станом усіх умираючих зірок.

Виконавши детальні розрахунки структури білих карликів, Чандрасекар зробив цікаве відкриття: для маси як найважливішої фізичної характеристики білих карликів існує строга верхня межа. Тиск вироджених електронів здатний підтримувати речовину мертвої зірки лише в тому випадку, якщо її маса не перевищує 1,25 маси Сонця. Якщо ж маса вмираючої зірки істотно перевищує 1,25 сонячної, то навіть могутніх сил взаємодії між виродженими електронами недостатньо для того, щоб протистояти нищівному тиску верхніх шарів зірки. Ця критична межа маси — 1,25 маси Сонця — називається межею Чандрасекара.

4.3.4 Пульсари та нейтронні зірки

Наприкінці 1967р. група радіоастрономів з Кембриджського університету, проводячи свої спостереження, виявила, що їхній радіотелескоп зафіксував незвичайні сигнали — короткі імпульси радіошумів, що йдуть один за одним з інтервалом близько однієї секунди.

Спочатку зробили припущення, що це сигнали від запущеного кимось супутника, потім почали підозрювати, що нарешті вдалося прийняти сигнали від позаземної цивілізації. Незабаром було відкрито ще три пульсуючих радіоджерела, які дістали назву "пульсарів".

У наш час природа пульсарів і нейтронних зірок трактується так: до кінця життя зірки, коли вичерпується все ядерне пальне, що міститься в ній, зірка припиняє своє існування одним з декількох способів. Зірка з малою масою просто стискається і перетворюється на білого карлика. Зірка із середньою масою також може перетворитися на білого карлика, скинувши значну частину своєї речовини; при цьому може утворитися планетарна туманність. Зірки з масами від 1,5 до 2,25 сонячних мас стають нейтронними, а найбільш масивні перетворюються на чорні дірки.

У1934 році Бааде і Цвіккі з'ясували, що могло б відбуватися з мертвими зірками, маса яких становить від 1,5 до 2 мас Сонця. Так як тиск вироджених електронів недостатній, щоб зупинити стиснення, зірка стає все меншою і меншою. Тиск і густина зростають, поки електрони не вдавляться всередину атомних ядер, з яких складається зірка. Негативно заряджені електрони, з'єднуючись з позитивно зарядженими протонами, перетворюються на нейтрони. З часом, коли вся зірка стає за складом нейтронною, принцип заборони Паулі знову починає відігравати важливу роль. Сили взаємодії між нейтронами спричинюють появу тиску вироджених нейтронів. Цей новий, ще більш сильний тиск здатний зупинити стиснення зірки й призводить до появи нового об'єкта — нейтронної зірки.

У 1054 році астрономи Стародавнього Китаю відзначили появу на небі "зірки-гості" в сузір'ї Тельця. Яскравість цієї нової зірки була настільки великою, що її можна було побачити в сонячний день. Потім вона стала слабшати й незабаром стала зовсім невидимою для неозброєного ока; '

Коли сучасні астрономи спрямували свої телескопи на те місце неба, де згідно з давніми хроніками з'явилася "зірка-гостя", вони знайшли чудову Крабовиднуу туманність — свідчення вибуху наднової.

У 1968 р. на астрономів чекала нова радість: було виявлено пульсар, розташований якраз посередині Крабовидної туманності. Імпульси радіовипромінювання приходять від нього приблизно ЗО разів на секунду. Це відкриття дало привід для припущення, що вмираючі зірки якимось чином пов'язані з пульсарами.

Практично всі зірки обертаються — і всі вони, імовірно, мають магнітні поля. У звичайних умовах обидві властивості є досить несуттєвими. Наприклад, Сонце робить один оберт навколо своєї осі приблизно за місяць. До того ж його магнітне поле досить слабке. Однак якщо Сонце чи подібна до нього зірка стане стискатися до розмірів нейтронної зірки, то обидві ці властивості набувають винятково важливого значення. Щоб зрозуміти причину цього, уявімо собі фігуристку, яка виконує пірует на поверхні льоду. Притискаючи до себе руки,, фігуристка збільшує швидкість обертання. Це — прямий наслідок закону збереження моменту імпульсу. Аналогічно, якщо велика зірка стискається до малого об'єму, то швидкість її обертання стрімко зростає.

Коли зірка дуже велика, її магнітне поле розподіляється по великій площі, тому напруженість поля незначна. Однак, умираючи, зірка зменшується в розмірах. Те магнітне поле, що спочатку було розподілено на великій площі, зосереджується на декількох сотнях квадратних кілометрів. Напруженість поля в результаті цього збільшується. Якби Сонце зазнало стиснення до розмірів нейтронної зірки, то напруженість його магнітного поля збільшилася 6 у мільярд разів.

Отже, сама нейтронна зірка дуже мала — 15—20 км у діаметрі. Швидкість її обертання надзвичайно велика. Нейтронна зірка складається з найважчих, стійких елементарних частинок — нейтронів і гіперонів. Будова нейтронної зірки незвичайна. Під тонкою плазменною оболонкою є тверда кора, міцність якої набагато більша від міцності сталі. Іноді вона з різних причин зазнає струсів, що дозволяє астрономам уживати термін "зіркотрус". Глибше, під твердою корою, знаходиться шар із надпровідної і надтекучої рідини, який складається з протонів і нейтронів. Ядро нейтронної зірки при температурі близько одного мільярда градусів має щільність 1015 г/см3.

Хоч у надрах зірки містяться переважно нейтрони, однак на її поверхні багато заряджених частинок. Коли ці заряджені частинки потрапляють у зону дії сильних магнітних полів біля північного й південного магнітних полюсів зірки, вони прискорюються й випромінюють магнітні хвилі значної інтенсивності у вигляді двох пучків. Так як зірка обертається, то ці два пучки випромінювання повинні кружляти по небу. Періодично такий прожектор начебто освітлює Землю. Випромінювання нейтронної зірки астрономи фіксують як коливання з дуже коротким періодом. У таких випадках нейтронні зірки називають пульсарами. У наш час відомо вже більш як сто п'ятдесят пульсарів.

Доля пульсара схожа на долю інших зірок. Поступово обертання пульсара сповільнюється; енергія, яку він випромінював, розсіюється безповоротно в просторе і життя зірки закінчується природною смертю — повним виснаженням усіх видів внутрішньої енергії.