На снимке (рис. 8.3) вы видите Шварцшильда в компании Лаймана Спитцера и Рича Готта. Когда Генри Норрис Рассел (прославленный соавтор диаграммы Герцшпрунга – Рассела) в 1947 году оставил пост руководителя обсерватории Принстонского университета и удалился на покой, он привел на свое место двоих молодых астрономов – Мартина Шварцшильда и Лаймана Спитцера. Обоим было слегка за тридцать. Спитцер, возглавивший факультет, принялся за разработку современных представлений о межзвездной среде (это газ и пыль в межзвездном пространстве) и основал Принстонскую лабораторию физики плазмы, где ученые пытаются запустить управляемый термоядерный синтез, который может стать новым источником энергии. Спитцер всегда останется в нашей памяти как отец космического телескопа «Хаббл»; именно он разработал первичную концепцию и потратил несколько десятилетий, чтобы убедить астрономическое сообщество и Конгресс США в том, что такой телескоп следует сконструировать. Спитцер и Шварцшильд тащили на себе факультет астрофизики Принстонского университета в течение следующих 48 лет. Они оба скончались в 1997 году с разницей в 11 дней, что крайне шокировало всех нас.

Рис. 8.3. Слева направо: Лайман Спитцер, Мартин Шварцшильд и Рич Готт в 1990-е годы. Снимок из личного архива Дж. Ричарда Готта

В 1950-е годы Шварцшильд и его студенты проработали все детали той истории, которую я сейчас рассказываю. Он был одним из первых, кто понял весь цикл звездной эволюции от начала и до конца. Отец Мартина, Карл Шварцшильд, сыграл ключевую роль в изучении черных дыр; мы вновь вспомним о нем в главе 20.

Вернемся к истории звезд. Давление электронов удерживает белый карлик от коллапса. Однако если масса звездного ядра превышает 1,4 солнечных, то даже этого давления не хватает для противодействия гравитации. Под натиском гравитации протоны и электроны сливаются вместе и превращаются в нейтроны (при этом испускаются электронные нейтрино). Получается нейтронная звезда – в сущности, это гигантское атомное ядро, состоящее почти из одних нейтронов. Принцип запрета Паули действует на нейтроны с тем же успехом, что и на электроны, и теперь давление нейтронов позволяет звезде пересиливать действие гравитации. Однако поскольку нейтроны гораздо массивнее электронов, размер нейтронной звезды в устойчивом состоянии (около 25 км) гораздо меньше, чем у белого карлика. Представьте себе, что масса, превышающая солнечную, втиснута в объем, сопоставимый по размеру с островом Манхэттен (вспомните 100 миллионов слонов в наперстке из главы 1)! Вещество нейтронных звезд – наиболее плотная известная нам субстанция. Плотность в центре нейтронной звезды может достигать почти 1015 г/см3.

Если ядро крупной звезды более чем вдвое превышает по массе Солнце, то образующаяся из него нейтронная звезда будет неустойчива и начинает сжиматься дальше. Давления нейтронов не хватит, чтобы противостоять гравитации, и возникает черная дыра. Независимо от того, во что превратится звездное ядро – в нейтронную звезду или в черную дыру, – вещество в процессе падения подвергается чрезвычайно сильному сжатию, что запускает дальнейшее ядерные реакции (как вы помните, оболочка, окружающая ядро, все еще содержит элементы легче железа). Внезапно выделяющаяся при этом энергия может полностью рассеять в пространстве внешние слои звезды, что наблюдается как взрыв сверхновой. Так погибают Звезды, которые на стадии главной последовательности имеет массу около 8 солнечных или больше. После вспышки сверхновой на их месте остаются нейтронные звезды или черные дыры. Взрывы таких массивных звезд называют сверх новыми типа II, чтобы отличать их другого типа звездных взрывов. Допустим, три звезды вращаются друг вокруг друга, причем две из этих звезд – белые карлики. Гравитационные взаимодействия между ними могут привести к столкновению двух белых карликов. Из-за нагрева при таком столкновении их ядерное горючее детонирует и дает взрыв сверхновой. В другом случае красный гигант в двойной звездной системе может сбросить часть своей массы на белый карлик. Да, так описывали процесс раньше. А сейчас говорят, что термоядерный взрыв обычно происходит еще до достижения предельной массы. Такие взрывы называются сверхновыми типа Ia, и их следует отличать от взрывов массивных коллапсирующих звезд. Мы еще вкратце обсудим их в главе 23, поскольку с помощью таких звезд удобно измерять ускоряющееся расширение Вселенной.

Так или иначе, при взрыве сверхновой газ разлетается во все стороны. Это совсем не такой неспешный процесс, как медленное отслоение внешних частей планетарной туманности. Нет, это исключительно бурный взрыв. Звезда целиком или большей частью уничтожается при взрыве, и звездное вещество устремляется во все стороны со скоростью около 10 % от световой. Тяжелые элементы, образовавшиеся в звездном ядре, теперь возвращаются в межзвездную среду, после чего могут войти в состав звезд нового поколения и планет.

В 1054 году китайские астрономы заметили новую звезду в созвездии, которое мы называем Тельцом. Древние китайцы внимательно наблюдали за небом, выискивая там предзнаменования грядущих событий, поэтому их особенно впечатлила эта «звезда-гостья», которая хорошо просматривалась в течение нескольких недель и поначалу была настолько яркой, что ее было видно даже днем. Интересно, но в европейских манускриптах нет совершенно никаких упоминаний об этой звезде, несмотря на то что несколько недель это была ярчайшая звезда на небе. Возможно, в течение всего этого периода в Европе стояла облачная погода, либо все письменные европейские свидетельства были утрачены, либо китайские астрономы просто внимательнее вглядывались в небо.

Фотографии Крабовидной туманности в созвездии Тельца (рис. 8.4), сделанные с интервалом в несколько десятилетий, явно свидетельствуют, что она расширяется. Учитывая наблюдаемую скорость расширения и современные размеры туманности, можно рассчитать, когда должно было начаться это расширение. Получается, это произошло около тысячи лет назад – именно в тот период, когда китайцы наблюдали свою «звезду-гостью». Поскольку Крабовидная туманность находится именно в той части неба, что упоминается в китайских источниках, эта туманность определенно является остатком той самой сверхновой, которую они открыли. Еще через несколько сотен тысяч лет этот газ настолько рассеется, что станет практически невидим – он полностью перемешается с межзвездной средой.

В центре Крабовидной туманности открыли стремительно вращающуюся нейтронную звезду, совершающую около 30 оборотов в секунду. Когда звезда сжимается, она сохраняет угловой момент и вращается все быстрее, подобно фигуристу, прижимающему руки к телу. Ее магнитные поля также сжимаются и становятся интенсивнее. Магнитное поле на поверхности нейтронной звезды в центре Крабовидной туманности примерно в 1012 раз сильнее, чем на поверхности Земли. Благодаря вращению нейтронной звезды ее северный и южный магнитные полюса поворачиваются и испускают радиоволны двумя лучами, подобно маяку. Всякий раз, когда такой луч пролетает мимо Земли, мы фиксируем радиоимпульс. Поэтому нейтронная звезда называется «радиопульсар». Первый радиопульсар открыла в 1967 году аспирантка Джослин Белл.