НА ГЛАВНУЮТЕКСТЫ КНИГ БКАУДИОКНИГИ БКПОЛИТ-ИНФОСОВЕТСКИЕ УЧЕБНИКИЗА СТРАНИЦАМИ УЧЕБНИКАФОТО-ПИТЕРНАСТРОИ СЫТИНАРАДИОСПЕКТАКЛИКНИЖНАЯ ИЛЛЮСТРАЦИЯ

Библиотечка «За страницами учебника»

Звёзды и физика (серия «Квант»). Чернин А. Д. — 1984 г.

Библиотечка «Квант»
Артур Давидович Чернин

Звёзды и физика

*** 1984 ***


DjVu


PEKЛAMA Заказать почтой 500 советских радиоспектаклей на 9-ти DVD. Подробности...

Выставлен на продажу домен
mp3-kniga.ru
Обращаться: r01.ru
(аукцион доменов)



 

Распознавание фрагмента текста НЕУВЕРЕННОЕ.


      ОГЛАВЛЕНИЕ
     
      Предисловие
      Глава первая. ЗВЕЗДНАЯ ВСЕЛЕННАЯ
      Солнце и Галактика (7). Туманности (10). Метагалактика (13). История Вселенной (15). Рождение галактик (18). Эволюция звезд (20). Сколько звезд во Вселенной (27).
      Глава вторая. БАРСТЕРЫ
      Рентгеновская астрономия (30). Вспышки (33). Расстояние (34). Светимость и энергия (36). Спектр (37). Звезда-компаньон (40). Аккреция (41). Термоядерные взрывы (43). Барстеры в скоплениях (47).
      Глава третья. ПУЛЬСАРЫ
      Открытие (50). Интерпретация: нейтронные звезды (51). Рентгеновские пульсары (54). Радиопульсары (59). Источник энергии (63). Магнитно-дипольное излучение (64). Магнитосфера (66). Крабовидная туманность (69). Пульсары и космические лучи (76).
      Глава четвертая. УДИВИТЕЛЬНАЯ ДВОЙНАЯ ЗВЕЗДА
      Эмиссионный спектр (79). Эффект Доплера (81). Движущиеся линии (85). Прецессия струй (88). Двойная система (90).
      Глава пятая. КОРОНЫ ГАЛАКТИК
      Диск Галактики (95). Динамика гало (97). Массы галактик (100). Скрытые массы (101). Нейтринные короны (106).
      Глава шестая. КВАЗАРЫ
      Красное смещение (109). Переменность и размер (lll)s Галактики и квазары (115). Излучающие области (122). Сверхпзлтная звездная система (128). Сверхмассивная звезда (135). Сверхмассивная черная дыра (137).
      Глава седьмая. РЕЛИКТОВОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ
      Чернотельный спектр (144). Горячее начало (147). Новый эфир (149). Эффект Зельдовича Сюяяева (153). Большие числа (154).
      Заключение
     
      ПРЕДИСЛОВИЕ
      В истории астрономии, древнейшей наук, не было времени, столь богатого самыми выдающимися открытиями, как наши дни. Особенно счастливыми оказались последние два десятилетия, считая с открытия квазаров в 1963 г. В 1965 г., двумя годами позже, было обнаружено реликтовое излучение, а спустя еще в 1967 г стали известны пульсары. Затем, в 70 е од начале 80-х годов, последовало открытие нейтронных звезд в тесных двойных системах, невидимых корон га лактик, видимых сверхсветовых движении в квазар Вот-вот произойдет, как все надеются, открытие черНЫХэГкнига рассказывает о новейших астрономических открытиях, о физических идеях и астрофизическш, гипотезах об удивительных загадках физики Вселенной, ко торые еще предстоит разгадать.
      Эта теория опирается на универсальные физические законы установленные в лабораторных экспериментах, но равно справедливые в разнообразных, иногда слвер-шенно необычных и неожиданных условиях мира звезд и Гла иГос вные принципы механики и влектромагнетизма позволяют искать и успешно нахо дить физическое объяснение многим наблюдаемым фак-
      Здесь астрофизика подходит к границам современного знания; на ее стыке с физикой элементарных частиц рождается новая область фундаментальных исследований, которая и составит, вероятно, ядро фйзики будущего.
      Для чтения и понимания книги не требуется подготовки, выходящей за рамки школьных программ по физике и математике. Все используемые формулы сами по себе весьма просты. Но всякий раз за ними стоит физика, предполагающая вдумчивое отношение (и заслуживающая его).
      В книге нет сложных или громоздких выкладок. В ней часто используются приближенные вычисления. Один из распространенных методов — приближенная оценка по порядку величины. Порядок величины — это значение величины .с точностью до степени числа десять в ее числовом выражении. Например, число 0,8923 -105 дает Величину порядка 10 С точностью до порядка величины этому числу равно, например, число 2,317 -10 Производя порядковые,. оценки, не заботятся о числовых .коэффициентах порядка единицы (таких как 0,8923 или 2,317). Такие оценки уместны в тех случаях, когда неизвестны точные значения исходных величин или когда для решения задачи не нужно знать точное значение вычисляемой величины. Нелепо производить вычисления с точностью, скажем, до шестой значащей цифры, если исходные данные доступны лшиь с точностью до порядка величины, с чем и. приходится часто сталкиваться в астрофизике. Точно так же, не стоит вычислять шесть значащих цифр в величине порядка 10-7, если в задаче требуется узнать, не превосходит ли зто значение единицу.
      Другой распространенный и очень полезный метод приближенных количественных оценок использует понятие характерной величины. Пусть, например, нужно приближенно оценить объем тела неправильной формы, но не слишком плоского (как пластина) и не слишком вытянутого (как нить). Размеры тела в разных направлениях различны, но все же не сильно отличаются друг от друга и близки по величине, скажем, к одному метру. Тогда можно предположить, что объем тела должен быть более или менее близок к объему шара с диаметром 1. м и приближенно составит . Здесь величина ?=1 м-это характерный размер тела, характерная величина его поперечника. Вместо ряда не очень различающихся между собой величин, которые получались бы при различных обмерах тела, вводится
      одна величина, характеризующая размер тела в целом, а с ним и его объем. Читатель встретится в книге с характерными размерами, массами, промежутками времеНИ Гл 1 книги имеет вводный характер, в ней дается очерксовременной астрофизической картины мира ис-
      новной материал содержится е гл. 2-7. При этом яаложение ис следует ясторпческому порядку .
      номии; материал располагается, скорее, в порядке Ус™» нения — от уже понятого и потому простого к тому, исследовано в меньшей степени или остается до сих.пор Юностью загадочным. Гл. 2-4 посвящены равнообрав-ным астрофизическим проявлениям нейтронных звезд В гл 5 рассказывается о звездной динамике, о «скрытых массах», образующих невидимые короны вокруг галактик В гл. 6 речь идет об активных процессах в ядрах галактик и квазаров. Предмет гл. 7-реликтовое излучение и Вселенная как целое. ап-тт
      Материалом для книги послужили записи лекции, читанных автором в Ленинградском государственном педагогическом институте им. А. И. Герцена,, на з -нятиях зимних школ Физико-технинеского института им. А. Ф. Иоффе и в Ленинградском школьном плане-
      ТаРПользуюсь случаем поблагодарить моих товарищей по работе в теоретическом отделе ФТИ АН СССР и па к -федре теоретической физики и астрономии Л1за многочисленные обсуждения разнообразных физических и астрономических проблем, о которых идет речь в этой
      КНИГе.
     
      ГЛАВА ПЕРВАЯ
      ЗВЕЗДНАЯ ВСЕЛЕННАЯ
      «Число звезд, которые видны без помощи телескопа, весьма незначительно. Г-н Аргеландер в своей «Уранометрии» дает список 3256 звезд, видимых невооруженным глазом, от Северного полюса до 36 Южного склонения, т. е. немного менее, чем на восьми десятых небесного свода. Для других двух десятых в окрестностях Южного небесного полюса нужно прибавить 844 звезды. Мы будем иметь тогда на всем небесном своде 4100 звезд, видимых человеком со средним зрением. Это число увеличивается почти до 6000 для лиц, наделенных острым зрением.
      Поэтому мы видим в хорошую ночь, вне сумерек и без лунного света, в каждое мгновение на видимой половине неба не более чем от 2000 до 3000 звезд», — так писал В. Я. Струве, основатель Пулковской обсерватории, в «Этюдах звездной астрономии» (1847 г.). И далее: «Те же, которые не знают их действительного счета, оценивают число звезд гораздо выше. Это частично объясняется неправильным распределением звезд и отсутствием границ на небе; частично же — действием, которое производит вид неба на воображение».
      Это впечатлениебесчисленности звезд — «открылась бездна, звезд полна, звездам числа нет...» — точно передал М. В. Ломоносов в знаменитом стихотворении.
      Все видимые глазом звезды принадлежат Галактике — гигантской звездной системе, насчитывающей в общей сложности несколько сотен миллиардов звезд. Среди этих звезд и наше Солнце, обычная звезда, каких в Галактике большинство.
      Солнце и Галактика
      Солнце — горячий газовый шар массой 2-Ю30 кг и радиусом 7-КГ м. Его вещество состоит главным образом из самых легких элементов: водорода приблизителыю 71% (по массе); гелия около,27%; на все остальные элементы приходится не более .
      Конечно, это лишь приближенное число щее на самом деле только порядок-величин десятки в этом большом числе(Знак ~ венств по порядку величины Точно числ0в0й которое содержало бы еще и соответству множитель, остается пока не вполне мерение массы Галактики - трудная пача К тому же, кроме звезд, Галактика сод р значительные по величине «скрытые массы», излучают света и проявляют себя только тяготением Что потухшие звезды или, может быть, газ мельчайших
     
      Сферическая составляющая (гало) представляет собою не строго сферический, а скорее слегка сплюснутый эллипсоидальный объем с большой полуосью, близкой к радиусу диска, и малой полуосью, которая составляет приблизительно три четверти от большой. Гало населяют преимущественно старые и слабые по блеску звезды; они состоят из вещества, в котором тяжелых элементов еще меньше, чем в Солнце. Газ и пыль в гало практически отсутствуют. Плотность звезд гало нарастает к центру Галактики. Массы диска и гало приблизительно равны.
      Диск и окружающее его гало погружены в очень раз реженную корону, которая служит третьим главным элементом структуры Галактики; она-то и состоит из «скрытых масс». По данным Я. Эйнасто и его коллег В А аР* туской обсерватории, радиус короны в 5 или даже 1U раз больше радиуса галактического диска. Масса короны в 5 — 10 раз больше суммарной массы звезд Галактики -* вот почему «скрытые массы» тан привлекают сейчас астрономов и физиков.
      Туманности
      Кроме звезд и Млечного Пути, глаз различает на небе слабые по блеску, размытые пятнышки, которые астрономы XVII века назвали туманностями. Предполагалось, что это небольшие облака газа и пыли, находящиеся неподалеку от нас. Многие из них оказались в действительности огромными звездными системами, подобными нашей Галактике, лежащими на очень больших
      расстояниях от Млечного Пути. Об этом астрономы подозревали еще в XVIII и XIX веках, такую точку зрения разделял и
      В. Я. Струве; но надежное подтверждение стало возможным лишь в 20-е годы нашего столетия, когда вошли в строй первые крупные телескопы. Далекие туманности — звездные системы стали называть галактиками *).
      Американский астроном Э. Хаббл — один из первых исследователей галактик — нашел, что они не во всем похожи друг на друга и распадаются на три главных класса — спиральные галактики, эллиптические и неправильные.
      Наша Галактика принадлежит к классу спиральных. Самые молодые и яркие звезды очерчивают в ее диске широкие дуги, которые отходят от галактического центра подобно ветвям спирали (рис. 2). В спиральных ветвях находится небольшая доля звезд, но зато они ярче всех, и потому в удаленных галактиках этого класса часто виден только нх спиральный узор (рис. 3). Самая близкая к нам гигантская спиральная галактика — знаменитая Туманность Андромеды. Как и наша Галактика, она содержит диск, сферическую составляющую и корону из невидимых масс. Суммарная масса всех звезд Андромеды вдвое больше массы звезд нашей Галактики; массивнее, вероятно, и ее корона.
      Характерная черта спиральных галактик — быстрое вращение их дисков. В районе Солнца диск нашей Галак-
      Рис. 2. Схема спиральных рукавов в диске Галактики.
      *) В отличие от остальных галактик нашу Галактику мы будем писать с заглавной буквы.
      тики вращается вокруг ее центра со скоростью 220 — 250 км/с. *
      Галактики, лишенные спирального узора, обычно нб имеют и дисковой составляющей. Их сферическая составляющая (всегда в той или иной степени сплюснутая) представляется на астрономических фотографиях эллипсом (рис. 4); поэтому такие галактики называют эллиптическими. Их звезды подобны звездам гало Галактики. У самых крупных эллиптических галактик общая масса звезд в 10 раз больше, чем у нашей Галактики. Имеют они и невидимые короны большой массы.
      Встречаются бесструктурные на вид звездные системы, называемые неправильными галактиками. Они выглядят клочковатыми облаками молодых ярких звезд и диффузного вещества (рис. 5). Иногда оказывается, что у них имеется сферическая составляющая, содержащая, как и в других случаях, старые неяркие звезды. Массы неправильных галактик обычно невелики — (10е — 10®)Л/о. У них не замечено корон; короны не наблюдаются и у галактик двух других классов, если их массы тоже невелики.
      Кроме галактик, принадлежащих к хаббловским классам, сейчас находят и совсем особые звездные системы, напоминающие плотные центральные области спиральных и эллиптических галактик, только их ядра еще плотнее и массивнее и проявляют к тому же-бурную активность — у них видны светящиеся выбросы и струи вещества, наблюдается мощное радиоизлучение и т. п. Самыми активными и необычайно мощным ядрамирбла-дают квазары. Об этщ явлениях мы говорим в гл.
      Метагалактика
      Почти все галактики собраны в разного рода группы и скопления, насчитывающие от 3 — 4 единиц до нескольких тысяч членов. Наша Галактика вместе с Туманностью Андромеды и тремя десятками других менее крупных галактик образует Местную группу галактик. Эта группа в свою очередь входит в крупное скопление галактик с центром в направлении на созвездие Девы. В центре скопления находится очень массивная эллиптическая галактика, обозначаемая как Дева А, и само это скопление, насчитывающее в своем составе около тысячи галактик, называется скоплением в Деве. Скопление в Деве служит ядром еще более крупного образования, называемого Местным сверхскоплением. Кроме скопления в Деве в него входит еще несколько скоплений и групп галактик. Местное сверхскопление — это уплощенная система с продольным наибольшим размером до 1(Р м и поперечным размером, приблизительно в 5 раз меньшим.
      Сейчас находят и другие сверхскопления, подобные Местному сверхскоплению. Вместе они образуют нечто вроде сетчатой структуры. Протяженные сверхскопления соединяются и пересекаются; они служат «стенками» ячеек, внутри которых галактики почти полностью отсутствуют. Имеется несколько хорошо различимых примеров таких ячеек,
      Общая картина распределения галактик и скоплений на небе показана на рис. 6; это как бы снимок Вселенной «с птичьего полета». Вся видимая область Вселенной называется Метагалактикой. В ней наблюдается сложная иерархия астрономических структур — от Солнечной системы, Галактики и галактик до сверхскоплений и ячеек.
      Рис. 6. Распределение галактик во Вселенной (по Дж. Пибблсу), Каждая светлая точка — это целая галактика.
      Но систем более крупных, чем ячейки, в Метагалактике нет — на них космическая иерархия обрывается. Это означает, что Вселенная, рассматриваемая в больших масштабах, — а дальность действия современных телескопов достигает 3-1025 м — уже бесструктурна. Можно сказать, что наблюдаемая Вселенная в целом однородна по распределению в ней вещества: если подсчитать число галактик в любом объеме пространства с размером 3-1024 м и больше, то окажется, что это число одинаково во всех таких объемах, где бы во Вселенной они ни находились.
      Одинаковой оказывается я средняя плотность вещества во всех таких объемах. Плотность получается из подсчета полной массы всех галактик в каждом объеме; если разделить эту масеу на объем, то получим плотность, приблизительно равную 10~27 кг/м3, которая характеризует только видимое, светящееся вещество галактик. Если же учесть еще и невидимые короны галактик, то плотность может оказаться приблизительно в 10 раз больше. Величина 10_2в кг/м3 — это средняя плотность Вселенной.
      История Вселенной
      Мы обрисовали в общих чертах современную астрономическую картину мира. Теперь нужно ответить на вопрос, всегда ли Вселенная была такой, как сейчас, или ее строение прежде было иным, а современное состояние возникло в результате каких-то процессов эволюции и развития.
      Первая попытка ответить на этот вопрос была предпринята А. Эйнштейном в 1917 г., когда он применил только что созданную им общую теорию относительности к Вселенвгой как целому, т. е. к Вселенной, рассматриваемой как единое физическое тело или единая физическая система. Конечно, во все времена не было недостатка в рассуждениях о том, какова должна быть Вселенная, Но научный, физический подход к космологии — науке о Вселенной в целом — стал воаможен лишь на основе общей теории относительности. Физика, существовавшая ранее, была для этого непригодна, да она и не предназначалась для столь грандиозного предмета, как вся Вселенная.
      Прежде всего Эйнштейн стремился проверить одно из давних, традиционных представлений о мире — представление ф том, что Вселенная вечна и неизменна. В ней постоянно происходят те или иные локальные, местные и частные перемены, но как целое она остается стационарной, одной и той же во все времена. К такой картине, судя то всему, склонялся и сам Эйнштейн. Оказалось, однако, что общая теория относительности этой возможности не допускает. В поисках выхода из положения Эйнштейн допускал и видоизменения основных уравнений самой исходной теории...
      К концу 20-х годов космологическая проблема была решена. Сначала А. А. Фридман, петроградский математик и гидромеханик, показал в 1922 — 1024 гг., что общая теория относительности указывает на неизбежность эволюционирующей Вселенной — либо расширяющейся как целое, либо сжимающейся. Затем Э. Хаббл в своих наблюдениях галактик доказал в 1929 г., что Вселенная действительно нестационарна, она расширяется. Это проявляется в общем разбегании галактик, в их взаимном удалении. Теоретический вывод Фридмана, подтвержденный прямыми астрономическими наблюдениями, стал теперь общепринятым. Так было сделано одно из самых выдающихся открытий в истории физики и астрономии — открытие общего расширения Вселенной.
      Расширение Вселенной началось 18 млрд. лет назад «Большим Взрывом». Что в действительности произошло тогда и каким образом всему веществу Вселенной были сообщены начальные скорости расширения, неизвестно; это составляет, пожалуй, самую трудную проблему современной астрономии и физики. И все же многое удалось узнать о физическом состоянии вещества в первые минуты, часы, годы от начала расширения.
      Вещество Вселенной представляло собою тогда необычайно плотную и горячую плазму, ионизованный газ, пронизанный к тому же мощным электромагнитным излучением. Высокая плотность вещества в ранние эпохи следует из теории космологического расширения: если сейчас в среднем по Вселенной плотность вещества падает из-за общего расширения, то в прошлом она была, очевидно, больше. Чем дальше в прошлое, тем более плотным должно быть вещество Вселенной. Теория утверждает, что в прошлом Вселенной существовал такой момент, когда плотность была (формально) бесконечной (рис. 7). Этот момент отстоит от нас на 18 млрд. лет; тогда-то . и произошел «Большой Взрыв», с которого началась история расширяющейся Вселенной.
      Формальная бесконечность какой-либо величины в теории — это верный признак того, что сама теория в этом Случае «отказывает». Бесконечное значение плотности означает скорее всего, что в исходный момент физические условия во Вселенной были столь необычны, что ни общей теории относительности, ни всей вообще современной физики недостаточно для их правильного понимания. Однако через несколько секунд после начала расширения «обычная» физика уже применима. За эти мгновения плотность успевает измениться от (формально) бесконечной до еще очень большой, но тем не менее поддающейся теоретическому анализу, — она становится сравнимой с плотностью вещества внутри атомных ядер, которая составляет приблизительно 1018 кг/м3. А далее плотность постепенно падает, Вселенная становится со временем все более и более разреженной, и так до современной эпохи, когда средняя плотность вещества окажется равной приблизительно 10-22 кг/м3. Вот таков перепад ллотности — на целых 45 порядков, с которым имеет дело космология.
      Космология Фридмана дает динамику Вселенной, но ничего не говорит о ее температуре. Динамику нужно дополнить еще термодинамикой. При этом, в принципе, допустимы две крайние возможности: 1) неограниченное возрастание в прошлое плотности вещества сопровождается и неограниченным возрастанием его температуры; 2) начальная температура Вселенной_равна нулю.
      Идею «горячего начала» Вселенной выдвинул в 40-е годы американский физик Г. Гамов, работавший тогда в Колорадском университете (США). Это была смелая идея, богатая далёко идущими выводами, и она в дальнейшем нашла прямое наблюдательное подтверждение. Но до поры до времени с ней успешно конкурировала и идея «холодного начала», тоже отнюдь не тривиальная. (Вспомним высказывание Н. Бора о том, что по-настоящему глубокая идея всегда такова, что противоположное ей утверждение тоже представляет собой глубокую идею.)
      Исходным мотивом и целью гипотезы горячей Вселенной было объяснение наблюдаемого химического состава звезд. В плотном и горячем веществе в первые минуты космологического расширения могли происходить разнообразные ядерные реакции, и в этом «котле», как предполагалось, должно было «свариться» вещество нужного состава, из которого в дальнейшем и образуются все звезды Вселенной. И действительно, теоретический расчет показывает, что по завершении этого процесса подавляющая часть вещества-до 75% (по массе) — приходится на водород и почти 25% — на гелий. Это очень близко к тому, что в действительности наблюдается. Что же ка-
      сается более тяжелых элементов, то в космологическом «котле» их может «свариться» очень мало, меньше сотой доли процента. Они возникают в основном гораздо позже, в термоядерных реакциях, протекающих уже в самих звездах.
      Согласно общим законам термодинамики вместе с горячим веществом в ранней Вселенной обязательно должно было существовать излучение — совокупность электромагнитных волн, распространявшихся во всех направлениях. Об этой совокупности волн можно говорить и как о газе частиц — фотонов, квантов электромагнитных волн. Температура газа фотонов такая же, как и температура излучения. В ходе общего космологического расширения температура вещества и фотонов падает с падением плотности от очень больших до очень малых значений, но фо тоны при зтом никуда не исчезают, они должны сохраниться до современной эпохи, создавая общий фон излучения во Вселенной.
      Это предсказание теории Гамова подтвердилось в 1965 г., когда американские астрофизики А. Пензиас и Р. Вильсон обнаружили космический фон электромагнитного излучения. В соответствии с низким значением современной плотности мира, температура фотонов оказалась тоже очень низкой — всего около трех кельвинов. Электромагнитные волны, соответствующие, такому холодному газу фотонов, принадлежат в основном диапазону миллиметровых волн. По предложению советского астронома И. С. Шкловского это излучение было названо реликтовым, т. е. остаточным.
      Об этом замечательном открытии, не уступающем по важности открытию космологического расширения, подробно рассказывается в гл. 7. Многие другие достижения космологии освещаются в научно-популярной книге И. Д. Новикова «Эволюция Вселенной» (М.: Наука, 1983).
      Рождение галактик
      Глубокие теоретические идеи и выдающиеся наблюдательные открытия в космологии прояснили многое из того, что касается равней исторйи Вселенной. Опи создали надежную базу для развития современной космогонии — науки о происхождении Солнечной системы, звезд и галактик, скоплений и сверхскоплений.
      Но самая главная идея космогонии восходит еще к Ньютону. В 1692 г. он писал, что Солнце н звезды
      образовались, вероятно, из вещества, которое прежде было равномерно рассеяно по всему объему Вселенной. Каждая частица вещества испытывала «врожденное тяготение» ко всем остальным, и потому в однородном распределении неизбежно должны были возникать и разрастаться сгущения, в которые взаимное тяготение частиц втягивало со временем все больше и больше вещества. Так возникало «бесконечное число больших масс, разбросанных по всему бесконечному пространству на большие расстояния друг от друга».
      Процесс, о котором говорил Ньютон, способен развиваться в однородном веществе расширяющейся Вселенной. Это было доказано в 40-е годы советским физиком-теоре-тиком Е. М. Лифшицем. Позднее, в последние 10 — 15 лет, на этой основе стала развиваться детальная теория возникновения галактик и скоплений из первоначальных, слабых и расплывчатых, сгущений первичной горячей плазмы. Наиболее важные результаты в этой области получены группой московских и ленинградских астрофизиков, руководимой Я. Б. Зельдовичем.
      Согласно этой теории за первые 2 или 3 млрд. лет, протекших от начала расширения, в веществе Вселенной сформировались огромные по размеру газовые сгущения, содержащие до (1015 — 101в)Жо вещества. Эти сгущения были не сферическими, а, скорее, довольно плоскими. Это были слои уплотнения, которые получили сейчас название «блинов». Они возникали не изолированно друг от друга, многие из них соединялись друг с другом своими краями, образуя вместе сложную систему сгущений и пустот, отдаленно напоминающих пчелиные соты.
      Такая теоретическая картина находится -в хорошем согласии с наблюдательными данными о самых крупных образованиях во Вселенной — сверхскоплениях, .которые тоже представляют собой стенки, ограничивающие огромные пустоты, почти полностью лишенные галактик. Вероятно, из первоначальных газовых «блинов», и должны были формироваться сверхскопления путем дробления этих слоев на различные по массе и размеру фрагменты. Отдельные фрагменты превращались со временем в галактики, испытывая дальнейшее дробление на все меньшие по массе сгустки, которые, сжимаясь, превращались в конце концов в 8везды. Физической причиной последовательного дробления вещества служит все то же ньютоново «врожденное тяготение» каждой частицы ко всем остальным, которое привело к возникновению и самих
      первоначальных крупномасштабных сгущений — «блинов » н всех последующих астрономических систем и тел.
      Многие галактики, формирующиеся таким путем, должны обладать быстрым вращением, характерным для спиральных галактик (точнее, для их дисков). Это вращение имели уже газовые фрагменты, на которые распадался каждый из «блинов», хотя никакого исходного вращения всего «блина» как целого или каких-то его частей с самого начала и не было. Вращение фрагментов обязано вихревым движениям, которые, как оказывается, неизбежно рождаются на границах «блинов» и внутри их самих, когда эти слои уплотнения окончательно выделяются и обособляются из общего распределения вещества в расширяющейся Вселенной.
      Подробное научно-популярное изложение достижений современной космогонии читатель может найти в книге JI. Э. Гурьевича и А. Д. Чернина «Происхождение галактик и звезд» (М.: Наука, 1983).
      Эволюция звезд
      Звезда начинает свое существование как сжимающийся под действием собственного тяго-тения сгусток вещества. В ходе сжатия вещество нагревается, и в нем возрастает давление, которое вскоре начинает препятствовать этому сжатию. Постепенно давление останавливает сжатие и в сгущении достигается равновесие, баланс обеих сил — силы тяготения, стремящейся и далее сжимать вещество, и силы давления, действующей против сжатия.
      Но еще до остановки сжатия давление, температура и плотность в самой внутренней, центральной области сгустка достигают столь высоких значений, что там «зажигаются» термоядерные реакции. Они служат источником энергии, благодаря которой поддерживается высокая температура и высокое давление в звездных недрах. Эта энергия питает излучение звезды.
      Солнце — это газовый шар, находящийся в равновесии под действием сил тяготения и давления. В его недрах давление составляет 101в Па, температура — 15 миллионов градусов, плотность — 105 кг/м3. Там идет реакция превращения ядер водорода в ядра гелия. За счет этого Солнце излучает ежесекундно 4-102в Дж энергии. Оно может светить еще не менее 10 млрд, лет, пока водород в его недрах не превратится в гелий.
      Энергия, излучаемая в единицу времени, называется светимостью звезды. Светимость Солнца, ?0=4- 102в Вт, не очень высока, поэтому оно считается звездой-карли-ком. Встречаются звезды-гиганты, светимость которых в десятки тысяч раз больше. Эти звезды имеют массы, иногда в десятки раз превосходящие массу Солнца. Вообще же звезды не слишком сильно отличаются друг от друга по массе: самые крупные из известных звезд имеют массу около 50 Мв, а самые малые — около 0,01 Ме. Различие светимостей гораздо сильнее: от (10-3 — 1О”)1/0 у звезд, называемых белыми карликами*), до (10 — 1O5)L0 у звезд-гигантов и сверхгигантов.
      Чем больше звезда, тем ярче она светит; при этом зависимость светимости звезды от массы, как видно из приведенных данных, более сильная, чем по закону прямой пропорциональности. Для звезд, в три и более раз Превосходящих по массе Солнце, светимость пропорциональна кубу массы. Так как запасы ядерной энергии определяются содержанием водорода в звезде, т. е. фактически ее массой, то время исчерпания запасов ядерного горючего обратно пропорционально квадрату массы звезды. Если, например, звезда имеет массу 30 М0, то ее основное горючее — водород — будет израсходовано за 10 миллионов лет. После исчерпания водорода центральная область звезды сжимается, температура и плотность в ней повышаются, и по этой причине становятся возможными ядер-ные реакции превращения гелия в углерод, а затем и дальнейшие реакции с образованием все более сложных ядер. Вместе с тем оказывается возможным и горение водорода й слое, окружающем центральную область. Все это приводит к существенной перестройке внутренней структуры звезды. На этих поздних стадиях своей эволюции звезда разбухает, ее внешние слои расширяются, тогда как центральная область, ядро звезды, продолжает постепенно сжиматься. Поверхностные слои могут отделиться от плотного ядра и образовать вокруг него газовое облако (туманность).
      Что же касается ядра**), то рано или поздно ядерные источники анергии окажутся в нем исчерпанными. Ядро
      *) Карлики они по светимости, а белые по цвету. Солнце — желтый марлин.
      **) В массивных звездах (Л/12 Мв) ядерные реакции способны превратить все его вещество в железо — конечный продукт горения: ядра железа не могут соединяться в более тяжелые ядра с выделением энергии. —
      звезды, не питаемое больше энергией, начинает охлаждаться, Давление в нем падает, и вскоре сила давления оказывается уже недостаточной для противодействия собственной тяжести звездного вещества. Ядро испьь-тывает дальнейшее быстрое сжатие, итогом которого — в зависимости от его массы — может быть одно из трех новых состояний.
      1. Белый карлик. Если масса ядра не превышает 1,4 Мв, то сжатие его останавливается, когда средняя плотность вещества достигает значения ~109 кг/м3. Возникает белый карлик — звезда размером с Землю и светимостью от ~10_3 Le и ниже. Она светит за счет остатка своей тепловой энергии. Постепенно остывая, белый карлик может светить еще многие миллиарды лет.
      Предельную массу белого карлика рассчитал в 30-е годы американский астрофизик С. Чандрасекар.
      Белые карлики и газовые оболочки вокруг них (эти оболочки называют планетарными туманностями — когда-то думали, что там идет образование новых планетных систем) хорошо известны в астрономии (рис. 8). Об их общем происхождении говорил И. С. Шкловский еще в 1956 г.
      2. Нейтронная звезда. Ядро звезды, имеющее массу от 1,4 до 2 Мв (а может быть, и 3 Ме), сжимается сильнее белых карликов. Его сжатие останавливается при очень большой плотности, сравнимой с плотностью вещества в атомных ядрах, ~ 1018 кг/м3. Легко подсчитать, что диаметр такой звезды составляет всего 20 км.
      Вещество, сжатое до ядерной плотности, испытывает превращение, называемое нейтронизацией: электроны как бы вдавливаются в ядра и там сливаются с протонами. Из слияния электрона с протоном получается нейтрон, а ядра (это были преимущественно ядра железа — конечного продукта термоядерных реакций в звезде) оказываются состоящими почти целиком из нейтронов. Эти ядра неустойчивы и быстро разваливаются на отдельные нейтроны, образуя таким образом сплошную смесь нейтронов с очень небольшой примесью протонов и электронов. Так возникает звезда, почти целиком состоящая из нейтронов, — нейтронная звезда.
      » Процесс нейтронизации в сверхплотном веществе исследовал наш замечательный физик-теоретик Л. Д. Ландау. В 1932 г. — зто год открытия нейтрона — Л. Д. Ландау теоретически предсказал существование нейтронных звезд, обнаруженных астрономами 35 лет спустя, в 1967 г.
      Рис. 8. Планетарная туманность и белый карлик — светящаяся точка в самом ее центре. (Догадайтесь, почему сферическая оболочка может выглядеть на фотографии как кольцо.)
      Расчет предельной массы нейтронной звезды произвести гораздо труднее, чем в случае белого карлика. Для этого требуется знание тонких свойств взаимодействия нейтронов, которым физика пока еще не располагает. Скорее, эта масса составляет две солнечных массы, но может быть, что и три.
      По той же причине очень непросто исследовать и внутреннее устройство нейтронной звезды. Тем не менее
      удается установить (хотя точные расчеты остаются еще делом будущего), что — в отличие от Солнца, других «обычных» звезд и белых карликов — нейтронная звезда представляет собой не газовую, а жидкую сферу. Нейтронное вещество в недрах нейтронной звезды находится в жидком состоянии и обладает, как предполагается, удивительным свойством — эта жидкость абсолютно невязкая, или, как говорят, сверхтекучая. Не менее удивительным свойством обладают, вероятно, и остаточные протоны, образующие (как и электроны) газ, растворенный в нейтронной жидкости. Газ протонов способен вести себя как идеальный проводник электричества, т. е. проводник без сопротивления, или сверхпроводник.
      Нейтронная жидкость заключена в железную сферическую оболочку, твердую кристаллическую кору нейтронной звезды, в которой — из-за сравнительно малой плотности — нейтронизация не произошла.
      Сильное сжатие в процессе формирования нейтронной звезды сопровождается выделением большой энергии (за счет гравитационной потенциальной энергии исходного состояния ядра звезды). Это служит причиной яркого астрономического явления — вспышки сверхновой звезды*), Светимость звезды на заключительной стадии ее эволюции внезапно увеличивается до колоссальных значений порядка 1010 Le и даже выше. Одна звезда светит так ярко, как целая галактика. Светимость держится на таком уровне недолго — несколько недель, а затем постепенно надает и через несколько месяцев звезда обычно становится невидимой.
      Так выглядят вспышки сверхновых в соседних к нам галактиках. Сверхновая в нашей Галактике наблюдалась в последний раз И. Кеплером в 1604 г.; среди самых древних сведений — записи в китайских хрониках, относящиеся к 1054 г.; тогда вспыхнула столь яркая сверхновая, что она была видна даже на дневном небе. Сверхновая 1054 г. дала .начало Крабовидной туманности, в центре которой находится нейтронная звезда — радиопульсар. Эта туманность (рис. 9) возникла из вещества внешних слоев исходной звезды, отделившихся от ее ядра в ходе вспышки сверхновой. Об этой туманности и Пульсаре в ней рассказывается в гл. 4.
      Вещество оболочки, сбрасываемой при вепышке сверх-
      *) Такая идея выдвинута в 1934 г. американскими астрономами В. Бааде и Ф, Двикки,
      новой, обогащено тяжелыми элементами, продуктами термоядерных реакций, протекавших в недрах звезды в течение всей ее жизни, а возможно, и в самый момент вспышки. Это вещество постепенно рассеивается в пространстве и затем оседает под действием сил тяготения к средней плоскости Галактики. В галактическом диске оно сменш-
      Рис. 9. Крабовидная туманность.
      вается с газом, сохранившимся там еще со времен образования первых ввезд Галактики; из этого материала мр-гут формироваться звезды новых поколений, химический состав которых должен отличаться повышенным содержанием тяжелых элементов, что и наблюдается в действительности. Старые звезды Галактики преобладают в ее гало и по своему химическому составу они очень близки к первичному, дозвездному веществу Вселенной — тяжелых элементов в них прчти нет. Образование звезд новых поколений продолжается в диске Галактики; вдесь звевды в целом моложе, чем в гало, и содержание тяжелых элементов в них достигает уже ваметной величины (1 — 3%), в сотни рав большей, чем в дозвездном веществе.
      3. Черная дыра. Это третье из возможных конечных состояний ядра звезды, исчерпавшей запасы ядерного горючего. Оно возникает в результате неудержимого сжатия ядра под действием его собственного тяготения. Никакое давление, никакая упругость вещества не могут противодействовать сжимающей силе тяготения, если масса ядра превышает (2 — 3)М0. Стремительное сжатие ведет к неограниченно большой плотности и неограниченно малым размерам ядра. Этот процесс называется гравитационным коллапсом..
      Тело, претерпевшее неудержимый гравитационный коллапс, образует то, что называется черной дырой.
      В ходе коллапса силы тяготения, действующие внутри сжимающегося тела и вблизи него, нарастают и становятся столь значительными, что ничего — даже свет — не выпускают наружу и захватывают, необратимо поглощают в черной дыре все, что может находиться поблизости от нее.
      Черные дыры еще не открыты в природе, они остаются пока гипотетическими объектами, но в их существовании вряд ли можно сомневаться. Наблюдательные поиски черных дыр составляют одну из самых увлекательных задач астрономии. Сейчас имеется целый ряд объектов, которые считаются реальными кандидатами в черные дыры. Среди них — двойная звездная система в созвездии Лебедя, излучающая рентгеновские лучи и получившая название Лебедь Х-1. Она находится от нас на расстоянии в 2 кпк « 6 ТО19 м и состоит из «обычной» массивной звезды (с массой около 20 Ме) и ее невидимого компаньона с массой до 10 Мв. Последняя величина наверняка превышает верхний предел массы нейтронной звезды ((2 — 3)Mq); если эта оценка окончательно подтвердится, то можно будет с уверенностью сказать, что источник Лебедь Х-1 содержит черную дыру.
      Еще один и, как считают, даже более надежный кандидат в черные дыры обнаружен совсем недавно в соседней к нам неправильной галактике, называемой Большим Магеллановым Облаком. Там тоже имеется двойная система с рентгеновским излучением; она состоит из «обычной» звезды с массой 6 Ме и ее невидимого компаньона с массой 8 MG или даже 12 Ме.
      Не удивительно, что черные дыры ищут в двойных звездных системах. Астрономические оценки масс звезд основаны на наблюдении их движений в звездных парах: измеряя скорости обращения звезд по их орбитам и размеры орбит, находят силы тяготения, удерживающие звезды на их орбитах, а по ним восстанавливают и массы звезд. Оценки масс можно производить и по движениям одной звезды в паре, когда другая не видна: эти движения определенно укажут на то, что звезда имеет компаньона. И если масса невидимого компаньона оказывается больше массы видимой звезды, то сразу можно сказать, что этот компаньон не может быть обычной звездой — иначе он светил бы ярче видимой звезды. Если же его масса превышает к тому же предельную массу белого карлика и нейтронной звезды, то эта необычная звезда может быть только черной дырой.
      О черных дырах речь пойдет еще в гл. 6, где обсуждаются источники светимости квазаров. Возможно, ядра квазаров содержат черные дыры незвездного происхождения, массы которых сравнимы с массами целых галактик.
      Сколько звезд во Вселенной
      Во всей наблюдаемой области Вселенной, в Метагалактике, сферическом объеме радиусом 3-1025 м, содержится масса ~1050 кг. В этой области имеется приблизительно миллион сверхскоплений и десять миллиардов галактик различных типов, среди которых преобладают спиральные, подобные нашей Галактике. Общее число звезд во всех этих системах оценивается величиной ~ 1020. Большинство из них — красноватые карлики, светимостью и массой уступающие Солнцу, но по своему устройству похожие на него; излучают они, как и Солнце, за счет медленного термоядерного горения водорода в их недрах. Ярких звезд-гигантов очень мало, не более сотой доли процента. Белых карликов около одного процента. Нейтронных звезд, вероятно, в 10 раз меньше, чем белых карликов. Черных дыр, возникших среди звезд нашей Вселенной за всю историю ее существования, должно быть, по-видимому, приблизительно столько, сколько и нейтронных звезд, т. е. ~107.
      Но что лежит за пределами видимой части мира? Сколько звезд во всей Вселенной? Конечна ли Вселенная или бесконечна? Это вопросы, которые во все времена горячо обсуждались в астрономии. Лишь в наши дни появляется возможность дать на них обоснованный ответ.
      Согласно космологической теории Фридмана геометрические свойства Вселенной и прежде всего величина ее полного объема зависят от реального распределения и движения вещества в пространстве. Распределение вещества характеризуется его средней плотностью, а движение — скоростями общего космологического расширения. Оказывается, что для ответа на допрос нужно сравнить плотность вещества с так называемой критической плотностью — физической величиной, вычисляемой по данным о скоростях расширения. Если плотность больше критической, то объем Вселенной конечен, если меньше — бесконечен. В бесконечном объеме бесконечно и число звезд.
      На основании современных наблюдений критическая плотность оценивается как (1 — 0,5) 10-ге кг/м3. Средняя плотность светящегося вещества звезд и галактик приблизительно в 10 раз меньше. Но полная плотность, с учетом скрытых масс ~10-26 кг/м3, сравнивается с критической или даже превышает ее. Эти величины близки друг к другу, и сказать, какая из них больше, затруднительно — ведь обе они определены пока что не слишком точно.
      Точные астрономические измерения в космологических масштабах, а с ними и ответ на вопрос о конечности и бесконечности мира, остаются делом будущего. Но замечательно уже и то, что мы определенно знаем сейчас, какие величины и с какой именно точностью нужно измерить в наблюдаемой Вселенной, чтобы решить этот вопрос вопросов астрономии.
     
      ГЛАВА ВТОРАЯ
      ЗАРСТЕРЫ
      На протяжении веков единственным источником сведений о звездах и Вселенной был для астрономов видимый свет. Наблюдая невооруженным глазом или с помощью телескопов (с 1610 г., вслед за Галилеем), они использовали только очень небольшой интервал волн из всего многообразия электромагнитного излучения, испускаемого небесными телами (табл. 1). Можно только поражаться, как много удалось все Же увидеть сквозь это узкое спектральное окно.
      Таблица 1
      Астрономии преобразилась с середины нашего века, когда прогресс физики и техники предоставил ей новые приборы и инструменты, позволяющие вести наблюдения в самом широком диапазоне волн — от метровых радио? волн до гамма-лучей, где длины волн составляют миллиардные доли миллиметра. Это вызвало нарастающий поток астрономических данных, чаще всего неожиданных, а иногда и совершенно поразительных. Фактически все крупнейшие открытия последних лет — результат современного развития новейших областей астрономии, которая, по удачному выражению И. С. Шкловского, стало сейчас всеволновой.
      В этой главе мы расскажем об успехах рентгеновской астрономии, возникшей в последние 15 — 20 лет, когда появилась возможность выносить приемники рентгеновского излучения — рентгеновские телескопы — за пределы земной атмосферы.
      Рентгеновская астрономия
      В. К. Рентген, открывший в 1895 г. неизвестные до этого лучи, знал, что они способны засветить фотопластинку, завернутую в черную бумагу, не пропускающую свет. Таким образом, черная бумага прозрачна для рентгеновских лучей и непрозрачна для видимого света. А земная атмосфера, наоборот, прозрачна для видимого света и непрозрачна для рентгеновских лучей. Она не пропускает к нам космическое рентгеновское излучение. Поэтому рентгеновские телескопы и приходится выводить за пределы атмосферы. Это делается с помощью высотных баллонов-аэростатов, ракет, автоматических и пилотируемых космических аппаратов.
      Впервые рентгеновские лучи внеземного происхождения были зарегистрированы qt Солнца в 1949 г., когда рентгеновский телескоп Морской исследовательской лаборатории США поднялся на ракете над земной атмосферой. Рентгеновский поток от Солнца довольно слаб, на него приходится лишь очень малая доля энергии в солнечном излучении. Основная энергия излучается Солнцем в оптической области, к которой и приспособил свою чувствительность в ходе эволюции человеческий глаз, самый совершенный оптический прибор.
      Другие звезды, если бы они имели ту же светимость в рентгеновском диапазоне, что и Солнце,» никогда не могли бы быть замечены рентгеновскими телескопами: расстояние до них много больше, чем до Солнца, а поток излучения падает обратно пропорционально квадрату расстояния. Поток — это количество энергии, приходящей в единицу времени на единицу площади телескопа.
      Но оказалось, что среди звезд Галактики имеются такие, что их излучение почти полностью сосредоточено в рентгеновском диапазоне. Первая из них открыта в 1962 г., спустя десятилетие после «рентгеновского снимка» Солнца. Это была звезда в созвездии Скорпиона, получившая название Скорпион Х-1 (здесь буква «икс» от названия рентгеновских лучей, которое дал им сам Рентген, — оно закрепилось в ряде языков).
      Скорпион Х-1 — ярчайшая рентгеновская звезда ра небе. Ее открыла американская исследовательская группа р. Джиаккони и Г. Гурского, которой принадлежит и ряд дальнейших достижений в наблюдениях космического рентгеновского излучения.
      В 1966 г. поблизости от рентгеновского источника Скорпион Х-1 была обнаружена слабая оптическая звезда-карлик. Год спустя И. С. Шкловский высказал предположение, что этот источник является двойной звездной системой, состоящей из видимой «обычной» звезды и невидимой нейтронной звезды. По его идее, сильное поле тяготения нейтронной звезды способно срывать вещество с поверхности звезды-компаньона. Это вещество, падая к нейтронной звезде, испытывает сильное сжатие и разогрев; из-за этого оно должно испускать рентгеновские лучи.
      Еще в 30-е годы JE Д. Ландау говорил, что частицы межзвездной среды, падающие в сильном поле тяготения нейтронной звезды, должны излучать рентгеновские вол-пы при столкновении с твердой поверхностью нейтронной звезды. На этом основании высказывалась надежда, что нейтронные звезды можно будет обнаружить по их рентгеновскому излучению. Движение потоков вещества в сильном поле тяготения, их захват этим полем изучали в 60-е годы Я. Б. Зельдович и И. Д. Новиков в нашей стране и Э. Солпитер в США. Захват вещества гравитационным полем называется аккрецией.
      Опираясь на пример источника Скорпион Х-1, И. С. Шкловский предсказал, что процесс аккреции должен быть особенно эффективен в двойной системе, содержащей нейтронную звезду, где материалом аккреции служит вещество звезды-компаньона. Это предсказание целиком подтвердилось в дальнейших исследованиях .рентгеновских звезд. Их массовое открытие началось в 70-е годы, когда рентгеновские телескопы стали помещать на спутники. С тех пор в космосе почти постоянно находятся исследовательские рентгеновские обсерватории. Если прежде рентгеновские наблюдения были единичными и производились при кратковременных полетах ракет и баллонов, то теперь они ведутся непрерывно в течение многих месяцев или даже лет.
      Вместе с тем постоянно улучшается чувствительность рентгеновских телескопов — она тем выше, очевидно, чем меньше тот минимальный поток, который способен зарегистрировать приемник излучения. Поэтому доступными
      “Т шаетсГразрешающая способность Рентгеновски, телескопов, т. е. способность различать на небе близкие дискретные источники или отдельные детали в промжеп ных источниках, определять их размеры и о жение на небесной сфере. Под дискретными источниками понимаются компактные объекты, которые выглядят либо . HDOCTO как точки, либо как тела с очень малым размером и без различимой внутренней структуры. Таковы нанрш мер, рентгеновские звезды. Дискретными источниками рентгеновских лучей являются и_ядра квазаров Прот женные источники имеют немалый видимыи размер ука зываемый обычно в угловых единицах; в них УД тсяраз-личать те или иные детали, т. е. отдельные В1 тРе”" области повышенного или, напротив, пониженного излучения Среди протяженных источников рентгеновского излучения — скопления галактик - рентгеновские лучи испускаются очень горячим межгалактическим газом с температурой 107-108 К, распределенным по всему объему скопления. Из излучения межгалактического газа и далеких квазаров складывается общии пепрерьшньш фо рентгеновского излучения во Вселенной, обнаруженны
      Совершенствуется временное разрешение рентгенов ских приемников - их способность различать близкие и времени сигналы, измерять длительность быстрых коле-баний или отдельных импульсов в переменном потоке излучения. Это оказалось очень важным для открытия и исследования вспыхивающих и пульсирующих рентгеновских звезд
      Наконец, возрастают возможности спектрального анализа рентгеновского излучения. Сейчас удается регисгри ровать не только суммарный поток излучения от источника во всем рентгеновском диапазоне, но также различать и измерять по отдельности составляющие этого потока в определенных узких интервалах длин волн. Спектр излучения - это распределение потока излучения по длинам волн. Вместо длин волн можно взять энергию фотонов, соответствующих той или иной длине волны, е — ftc/A, и получить распределение по энергии фотонов. Этот способ представления спектра принят в рентгеновской астрономии, да и в других областях астрономии и физики. Изучение спектров рентгеновских звезд дало ключ к пониманию их природы.
      К настоящему времени известно свыше ста рентгеновских звезд. Самые замечательные из них — барстеры, главный предмет этой главы, а также рентгеновские пульсары, о которых мы расскажем в гл. 3.
      Вспышки
      В 1975 г. группа астрофизиков из Института космических-исследований Академии наук СССР сообщила о наблюдении коротких и мощных всплесков космического рентгеновского излучения. Вскоре подобные всплески обнаружили и американские астрономы из Смитсони-
      анской астрофизической обсерватории. Им удалось наблюдать вспышки рентгеновского излучения, происходящие в центре одного из звездных скоплений нашей Галактики.
      Так началась история исследования барстеров — вспыхивающих рентгеновских звезд. Их название происходит от английского слова burst, что означает взрыв, вспышка. Сейчас известны три с лишним десятка таких звезд; восемь из них принадлежат звездным скоплениям Галактики.
      Если следить за отдельным барстером несколько недель или месяцев, то можно зарегистрировать сотни его вспышек, следующих одна за другой без какой-либо ре* гулярности или периодичности. Обычно у барстера имеется также и неисчезающее, хотя и слегка меняющееся со временем рентгеновское излучение. На этом фоне возникают резкие и сильные всплески излучения, длящиеся от
      2 А. Д. Чернив 33
      нескольких секунд до нескольких минут. Нарастание излучения в каждой такой вспышке происходит очень быстро, иногда за доли секунды. Промежутки между вспышками не бывают одинаковыми, но чаще всего не выходят за пределы нескольких часов или нескольких дней.
      На рис. 10 показана кривая блеска барстера — зависимость его рентгеновского потока от времени. На этой кривой можно выделить три характерных временных промежутка: время нарастания потока б ; длительность
      вспышки A t и промежуток между вспышками tB. Хотя каждое из этих трех времен различно для разных источников и для разных вспышек в одном и том же барстере, можпо говорить об их характерных значениях, дающих представление о «типичном» барстере. Примем для характерных времен следующие значения: . На эти значения мы и будем далее ориентироваться.
      Расстояние
      Некоторые из барстеров, как мы говорили, находятся в звездных скоплениях. Строго говоря, известно лишь то, что излучение каждого из них приходит но направлению, в котором на небе видно то или иное скопление. Во всех случаях это скопления особого типа, которые называют шаровыми. На фотографиях они имеют довольно округлую форму, в них хорошо различается центральная часть, где звезды располагаются особенно тесно друг к другу, а в самом центре изображения звезд вообще сливаются в сплошное светлое пятно (рис. 11). Рентгеновские лучи барстеров приходят по направлениям от центров шаровых скоплений. Конечно, если бы был известен только один такой пример, трудно было бы настаивать на том, что барстер на самом деле находится внутри шарового скопления, в его центре. Ведь ничего нельзя возразить тому, кто сказал бы, что это простая случайность, совпадение: барстер может находиться и ближе шарового скопления и дальше его, и только луч зрения — прямая, соединяющая нас и источник, — по воле случая .проходит через центр шарового скопления. Как говорят астрономы, источник мог бы проектироваться на скопление, не находясь в нем самом. Но когда известен не один пример, а все-таки восемь, говорить о случайном совпадении не приходится; нужно скорее полагать, что эти восемь барстеров действительно располагаются в центральных частях своих шаровых скоплений.
      Рис. И. Одно из шаровых звездных скоплений нашей Галактики.
      Раз некоторые из барстеров принадлежат шаровым скоплепиям нашей Галактики, значит, может быть, и все эти источники находятся в нашей Галактике? В пользу этого говорит общее расположение барстеров на небесной сфере.
      Направление на любой объект на небе задается двумя угловыми координатами; можно выбрать координатную сетку так, чтобы ее начайо совпадало с направлением на центр Галактики, а экватором служила плоскость Галактики. Распределение барстеров по небу в таких галактических координатах не вполне случайно (рис. 12). Большинство их сосредоточено вблизи начала координат. Это служит очевидным указанием на то, что вся совокупность источников принадлежит нашей Галактике. Более того,
      отсюда следует, что типичное расстояние до барстер» близко к расстоянию -от нас до Центра Галактики, расстояние составляет
      Рис 12. Распределение барстеров на небесной сфере (в галактических координатах).
      Определить расстояние до каждого отдельного барсте-ра только но его положению на небесной сфере, конечно, невозможно. Но мы узнали типичное, характерное расстояние, и это позволяет сделать важные выводы.
      Светимость и энергия
      Поток, регистрируемый во время вспышки барстера, лежит обычно в пределах от 10-11 до 10 18 Вт/м . В качестве характерной величины потока возьмем промежуточное значение: .
      Если известно расстояние d до источника, то но принимаемому потоку можно подсчитать полную светимость источника, т. е. энергию, излучаемую им во всех направлениях в единицу времени. Для этого нужно поток умножить на площадь сферы с радиусом равным расстоянию до источника. Тогда при светимость барстера во время вспышки будет (2.1)
      Тем же путем находят и фоновую светимость барстера, которая не исчезает в промежутках между вспышками. Ее типичная величина приблизительно в 10 раз меньше: L х Ю30 Вт.
      Энергию, которую барстер излучает за одну вспышку, можно оценить, умножив светимость {L) на длительность (2.2)
      Можно оценить также и еще одну характеристику барстера — его усредненную вспышечную светимость. Она получается путем деления энергии Е на типичный промежуток времени между вспышками (в=104 с):
      Интересно сравнить эту величину с фоновой светимостью барстера L0. Их отношение L0/L=100. Это означает, что фоновая светимость питается из существенно большего резервуара энергии, чем вспышечная светимость.
      Спектр
      Излучение барстеров регистрируется в диапазоне энергий рентгеновских фотонов от 1 до 30 кэВ. Допустим, что в нашем распоряжении имеется десять приемников фотонов, каждый из которых регистрирует фотоны только из одного определенного интервала энергий: первый из интервала от 1 до 3 кэВ, второй — от 3 до 6 кэВ, третий — от 6 до 9 кэВ и т. д. С помощью этого, набора приемников мы будем производить измерения энергии, приходяшей в единицу времени на единицу площади каждого из приемников. Это даст нам потоки излучения в отдельных энергетических интервалах; мы найдем таким образом, какая доля энергии из общего потока излучения выпадает на каждый из зтих интервалов. Иными словами, мы сможем узнать спектр излучения — распределение его энергии (или потока) по отдельным энергетическим интервалам.
      Результат измерений можно представить в виде диаграммы (рис. 13); на ней каждому интервалу энергии сопоставляется столбик, высота которого соответствует принимаемому в этом интервале потоку.
      KOHEЦ ФPAГMEHTA КНИГИ

 

 

НА ГЛАВНУЮТЕКСТЫ КНИГ БКАУДИОКНИГИ БКПОЛИТ-ИНФОСОВЕТСКИЕ УЧЕБНИКИЗА СТРАНИЦАМИ УЧЕБНИКАФОТО-ПИТЕРНАСТРОИ СЫТИНАРАДИОСПЕКТАКЛИКНИЖНАЯ ИЛЛЮСТРАЦИЯ

 

Яндекс.Метрика


Творческая студия БК-МТГК 2001-3001 гг. karlov@bk.ru