Наблюдения и озарения или Как физики выявляют законы природы

Отсюда было показано, что звезда с массой Солнца может существовать порядка 30 миллиардов лет, а звезда с массой в 50 раз большей может взорваться всего через 3 миллиона лет. Этот срок много меньше возраста Галактики (около 15 миллиардов лет), а так как яркие гигантские звезды в ней существуют, то, стало быть, их формирование продолжается и сейчас. И притом яркие синие, т. е. более горячие, звезды в нашей Галактике и во внешних галактиках всегда находятся вблизи гигантских облаков газа и пыли, откуда, видимо, и черпают материал своей массы. (Плотность тяжелых элементов в составе Земли указывает как будто на то, что это вещество дважды было переработано во взрывах сверхновых звезд.)

В белый карлик, после сброса оболочки, может обратиться звезда, масса которой составляла не более 1,4 от массы Солнца (чандрасекаровский предел[65], примерно тогда же аналогичный результат получил и Л. Д. Ландау). Это очень плотные образования, их радиус порядка 1 % от радиуса Солнца, а плотность до тысячи кг на куб. см. Давление в них, которое противостоит силам гравитационного сжатия, обусловлено принципом Паули: вспомним, что никакие два фермиона, в частности два электрона, не могут иметь одинаковые квантовые числа, поэтому в такой звезде спектр энергий частиц должен быть велик, и их соответствующие импульсы не позволяют ей продолжать сжатие.

Если же масса звезды выше чандрасекаровского предела, то наступает гравитационный коллапс (от латинского «коллапсус» — ослабевший, одряхлевший), ее дальнейшее сжатие. Для звезд с массой не больше 2–3 масс Солнца оно заканчивается на стадии нейтронной звезды, более массивные звезды преобразуются в релятивистские черные дыры.

Нейтронную звезду можно представить себе как одно гигантское атомное ядро: большинство протонов при его образовании превращается в нейтроны, испуская при этом нейтрино и позитроны, аннигилирующие с электронами, которые были в среде (впервые предположение о возможности существования таких объектов выдвинул в 1932 г. Л. Д. Ландау). Поэтому плотность вещества в них достигает 10¹⁴ г/см³ (до млрд тонн на куб. см), температура в центре в начале процесса 10¹¹ градусов, а интенсивность всплеска излучения такова, что за 10-100 с она падает в сто раз. У нейтронных звезд должны существовать твердые нейтронные кора и ядро, между которыми находится жидкая — из нейтронов! — оболочка и тому подобные чудеса.

Итак, момент образования нейтронной звезды должен характеризоваться коротким всплеском излучения нейтрино. Именно такой всплеск повезло зафиксировать, как описано выше, группе Масатоси Косиба в момент образования сверхновой звезды SN1987А. Таким образом, был подтвержден один из сценариев образования сверхновых, самых ярких из наблюдаемых вспышек (в нашей Галактике их зафиксировано шесть, последняя — вспышка сверхновой Кеплера — произошла в 1604 г.).

А что должно наблюдаться на месте этой вспышки?

5. Открытие пульсаров

Астрономические наблюдения издавна проводили лишь в видимой области спектра, но для выявления физических процессов в небесных телах нужно следить за всем спектром электромагнитного излучения. Развитие радиолокации в годы войны 1939–1945 гг. позволило начать разработку методов и устройств радиоастрономии (необходимо отметить большую роль В. Л. Гинзбурга и И. С. Шкловского в создании ее методов). Исследования в этом диапазоне во много раз расширили понимание процессов на Солнце и в межзвездном газе и привели к открытию целого ряда источников, не видимых в оптическом диапазоне или не проявлявших в нем каких-либо особенностей (так были, в частности, открыты целые радиогалактики).

В Кембридже в 1960-е гг. был построен радиотелескоп, состоящий из сочетания более 2000 отдельных антенных элементов, установленных на площади в два гектара. Такой телескоп, конечно, не вращается — он просматривает определенные участки неба, меняющиеся с вращением Земли. Среди прочих наблюдениями на нем и обработкой результатов под руководством Энтони Хьюиша (р. 1924) занималась аспирантка Джоселин Белл: ее темой были быстрые флуктуации радиоизлучения от космических источников, попадающих в поле зрения телескопа при суточном вращении Земли.