Белые карлики. Будущее Вселенной.

Памяти моего отца Ефима Ароновича Левина, одного из лучших выпускников знаменитого МИФЛИ, отдавшего жизнь в битве за Москву в конце 1941 г.

Предисловие.

Предмет этой монографии обозначен в названии. Автор в моем лице намерен подробно (разумеется, в границах научно-популярного жанра) рассказать о чрезвычайно интересном семействе звезд, именуемых «белыми карликами». Этот термин отнюдь не нов — ему почти сотня лет. О его происхождении говорить рано, на это еще будут и время, и место. А пока попытаюсь ответить на вполне законный вопрос, который, возможно, возникнет у читателей и уж точно у потенциальных издателей: имеет ли смысл рассказывать неспециалистам об этих звездах, да еще писать целую книгу? Иначе говоря, заслуживают ли они такого внимания?

Вот несколько аргументов в пользу утвердительного ответа. Начну с того, что белые карлики чрезвычайно многочисленны. Более того, за ними будущее. Согласно данным звездной статистики, свыше 90 % всех когда-либо загоревшихся звезд либо уже превратились в белые карлики, либо станут ими спустя миллионы или миллиарды лет. Это справедливо и для светил, которым еще только суждено воссиять как в нашей Галактике, так и в других звездных системах. Поэтому о них стоит рассказывать хотя бы из уважения к принципам демократии. К тому же белым карликом в будущем (по счастью, весьма отдаленном) станет и наше собственное Солнце, чья судьба нам отнюдь не безразлична.

Конечно, есть и другие причины. История открытия и исследования белых карликов очень богата и поучительна. Она содержит множество любопытных случайностей, маловероятных совпадений и даже анекдотов. Она помогает понять, как делается реальная наука, а не ее приглаженная и спрямленная версия, которую приводят в учебниках, что уже немало.

Проникновение в эту историю также может стать хорошим интеллектуальным упражнением. В прошлом для понимания природы и свойств белых карликов ученым нередко приходилось адаптировать для нужд астрономии инструменты фундаментальной физики, в том числе совершенно новые для своего времени. Эта тенденция сохраняется и поныне — тем более что наблюдение белых карликов средствами современной астрономии по-прежнему преподносит интереснейшие сюрпризы. Поэтому я постарался как можно полнее погрузить читателя не только в астрономию белых карликов, но и в астрофизические и космологические аспекты их исследования. А таковых много, и они весьма нетривиальны.

И наконец, немаловажная причина — дефицит доступной на русском языке литературы. Я не видел ни единой отечественной или же переводной научно-популярной книги, посвященной белым карликам. Честно говоря, я даже не знаю русскоязычных монографий по этой теме, предназначенных для специалистов. И это как-то обидно. Если есть книги о звездах вообще, о нейтронных звездах и о черных дырах, то не пора ли отдать запоздалую дань уважения белым карликам? Повторяю, они того стоят!

Существующая литература по белым карликам очень обширна. Как и положено, она включает и оригинальные публикации, и обзорные статьи, и монографии. Я не стремился, да и физически не мог включить в книгу весь огромный архив знаний, накопленных о белых карликах. Поэтому мой выбор вошедших в нее вопросов оказался — и не мог не быть — в какой-то мере произвольным и, безусловно, отражающим мои личные научные интересы. Однако я льщу себя надеждой, что большинство из них все же нашло в книге достаточно полное отражение.

Сказанное относится и к цитированной литературе. Некоторые авторы и редакторы (правда, сейчас их стало меньше) уверены, что в научно-популярных книгах таковая вообще неуместна. Есть и другая крайность — текст, до предела нашпигованный разнообразными библиографическими указаниями. Будучи сторонником золотой середины, я снабдил книгу лишь ссылками на основополагающие публикации, посвященные не только непосредственно белым карликам, но и другим сторонам астрономии, связанным с их открытием и исследованием. Поступить иначе было бы нечестно по отношению к десяткам замечательных ученых, которым мы обязаны сегодняшним пониманием ключевых проблем науки о Вселенной.

Книга неформально делится на несколько блоков. В первой главе я представил собственную картину становления и развития астрономии — от публикации великой книги Коперника «Об обращениях небесных сфер» (De revolutionibus orbium coelestium) нюрнбергским издателем Иоганном Петреусом в 1543 г. Вторая глава содержит краткое описание новейших тенденций в развитии науки о космосе, которые символилизирует термин «многоканальная астрономия». Третья глава — свод минимально необходимых знаний по звездной астрономии, без которых читать книгу о белых карликах было бы затруднительно. В общем, это историческое и концептуальное введение к основной теме.

В четвертой главе подробно описана история открытия первых белых карликов, позже названных классическими. Пятая посвящена созданию замечательной системы классификации звезд, которая позволила включить сведения о белых карликах в общий интеллектуальный багаж астрономии. Все эти события имели место в теперь уже незапамятные времена — до 1918 г. Шестая глава повествует о последующем поиске белых карликов вплоть до второго десятилетия XXI в.

Следующие три раздела отданы астрофизике белых карликов. В седьмой главе говорится об особенностях и классификации их спектров, в восьмой — о пульсациях и магнитных свойствах. Девятая глава несколько выходит за эти рамки — там рассказано, как исследование белых карликов связано с поиском ответов на некоторые фундаментальные вопросы физики элементарных частиц.

Десятая, одиннадцатая и двенадцатая главы возвращают читателя к истории теоретических поисков, которые позволили понять природу белых карликов. Они начались во второй половине ХIХ в. и принесли не нуждающиеся в пересмотре (как говорят науковеды, финализированные) результаты в 1920–1930-е гг. Отсюда рукой подать до экскурсии в физику звезд, которой посвящены следующие три главы — с тринадцатой по пятнадцатую.

Затем идут вещи разнообразные. В шестнадцатой главе рассказано об определении возраста Вселенной с помощью наблюдений белых карликов, в семнадцатой и восемнадцатой — о механизмах их превращения в сверхновые звезды. Потом следуют три главы о кристаллизации белых карликов и их довольно близких родственниках — карликах коричневых, или, в другом переводе, бурых. Следующие главы с двадцать второй по двадцать четвертую повествуют о белых карликах в двойных системах, о гравитационной астрономии и о недавно открытой чрезвычайно тесной паре этих звезд. Из главы под номером двадцать пять читатель узнает о предстоящем превращении Солнца в белый карлик, а из двадцать шестой — о том, как такую же эволюцию когда-то претерпел спутник Сириуса, а также, как и когда самая яркая звезда земного небосвода последует его примеру. Ближе к завершению моего рассказа о белых карликах появится глава о самых первых звездах, которые никак не могли стать белыми карликами, но, так сказать, подготовили для них почву. А в заключение, по логике вещей, поговорим о финальной стадии Вселенной, где немалая роль опять-таки отведена белым карликам.

Последние четыре главы не совсем о белых карликах, но тесно с ними связаны. Я решил добавить еще несколько тем, пришедших в науку о космосе во второй половине прошлого века. Тридцатая глава посвящена самому блестящему достижению конца столетия — открытию темной энергии и его значению для астрономии и космологии. Глава за номером тридцать один повествует о нескольких экстравагантных космологических моделях, изобретенных высокоумными математиками. В тридцать второй главе детально рассмотрена история открытия в 1960-е гг. квазаров и пульсаров средствами тогда еще относительно новой науки — радиоастрономии. Из последней, тридцать третьей главы читатель узнает еще об одном великом достижении радиоастрономии этого славного десятилетия — открытии реликтового излучения. И не только о самом открытии, но также о физических свойствах этого излучения, механизмах его генерации и информационном потенциале. В ней будет несколько больше физики, чем в других частях книги, но, надеюсь, она не покажется читателям скучной.

В конце предисловия принято выражать признательность коллегам, которые помогли автору советами, информацией и критическими замечаниями. Однако эта книга — плод индивидуальной работы, так что за ее погрешности отвечаю я один. Но хотел бы выразить безмерную благодарность моей любимой жене, которая отредактировала книгу куда лучше, чем смог бы это сделать я сам.

Часть I. Все о белых карликах.

1. Три революции в астрономии.

Открытие белых карликов случилось отнюдь не одномоментно. Оно стало следствием цепочки событий, растянувшейся до второго десятилетия прошлого века, когда новый этап развития астрономии привел к революционной перестройке ее теоретических и технических ресурсов. Чтобы понять эту перестройку, надо сначала разобраться, что ей предшествовало и что за ней последовало.

Как известно, знания о небесных телах собирались, копились и обобщались с незапамятных времен весьма разными культурами. В частности, в древнегреческом культурном ареале в IV в. до н. э. были созданы математические модели планетных движений, на базе которых в эллинистическую эпоху появились классические труды Аристарха Самосского, Архимеда, Аполлония из Перге и Гиппарха. Венцом эллинистической астрономии стала геоцентрическая модель движений Солнца, Луны и планет, изложенная в великом труде александрийского астронома II в. н. э. Клавдия Птолемея «Альмагест». Эта модель безраздельно господствовала на протяжении тринадцати с лишним столетий в арабской и западноевропейской науке.

Отказ от птолемеевского геоцентризма и постепенный переход к гелиоцентрическому описанию Солнечной системы обычно называют Коперниканской революцией. Однако этот радикальный пересмотр теоретического фундамента наблюдательной астрономии стал лишь начальным этапом гораздо более глубокой и всеобъемлющей трансформации науки о Вселенной, которая заслуживает титула Посткоперниканской революции. Николай Коперник лишил Землю статуса центра мироздания и низверг до уровня обыкновенной околосолнечной планеты. Однако еще несколько десятилетий его гелиоцентрическая модель (кстати, весьма несовершенная) практически не использовалась тогдашними астрономами. Только в начале ХVII в. Иоганн Кеплер на основе прецизионных наблюдений датского астронома Тихо Браге определил истинную (эллиптическую, а не круговую, как у Коперника) форму планетных орбит и установил математическую связь между их геометрическими параметрами и временем обращения вокруг Солнца.

Но это было только началом Посткоперниканской революции. Астрономам потребовалось еще 100 лет для того, чтобы освоить телескопическую технику и опыт ее использования в обсерваториях. Хотя первые великие результаты оптической астрономии (открытие Галилеем спутников Юпитера и фаз Венеры, демонстрация многозвездности Млечного Пути, наблюдение солнечных пятен) были получены в первые годы применения телескопов, следующим поколениям ученых предстояло узнать еще очень многое. На этом пути были открыты спутники и кольца Сатурна, выполнено первое, хотя и очень неточное, измерение скорости света, обнаружены собственные движения звезд, определен период вращения Юпитера. Астрономии еще нужно было дождаться открытия Ньютоном закона всемирного тяготения и создания тремя поколениями блестящих математиков дифференциального и интегрального исчисления и способов решения дифференциальных уравнений. Так был постепенно накоплен арсенал математических приемов, только на основе которых и могли появиться эффективные вычислительные методы ньютоновской небесной механики.

Синтез этих нововведений завершился лишь в первой половине ХVIII в., и именно он ознаменовал окончание (как говорят науковеды, финализацию) Посткоперниканской революции. Затем на протяжении целого столетия астрономия в основном развивала и совершенствовала созданные революцией ресурсы. На этом пути еще до конца ХVIII в. и в первые годы ХIХ в. было получено немало замечательных результатов. Была обнаружена атмосфера Венеры, открыт Уран, а затем и первые астероиды, составлены каталоги космических туманностей, многие из которых сегодня называют галактиками, и даже, хотя и в сильно условном смысле, предсказано существование черных дыр. В середине ХIХ в. астрономия вновь блеснула великолепными открытиями. В 1841 г. директор Берлинской обсерватории Иоганн Франц Энке вычислил массу Меркурия по возмущениям движения кометы, которая сейчас носит его имя. Тогда же было доказано, что орбита Меркурия поворачивается относительно Солнца, из-за чего эта планета описывает не замкнутый эллипс, а розетку. Скорость этого вращения очень невелика (за столетие меркурианский перигелий смещается всего на 575 угловых секунд), так что ее измерение продемонстрировало высокую точность телескопических наблюдений.

В принципе, в аномальном поведении ближайшей к Солнцу планеты не было ничего особенного. Из уравнений ньютоновской механики следует, что строго по эллипсу может двигаться лишь одиночная планета, не имеющая соседей. Однако на Меркурий влияют своим притяжением не только Солнце, но и прочие планеты, главным образом гигант Юпитер. В 1859 г. директор Парижской обсерватории Урбен Жан Жозеф Леверье доказал, что под действием гравитации Юпитера, Венеры, Земли и Марса и с учетом прецессии земной оси наблюдаемая с Земли орбита Меркурия должна поворачиваться чуть медленней, чем это происходит в действительности. Расхождение было ничтожным, около 2/3 угловой минуты в столетие, но объяснить его никак не получалось. Причину дополнительного поворота обнаружил в конце 1915 г. Альберт Эйнштейн — на базе только что созданной общей теории относительности (ОТО). А пока что блестящие вычисления Леверье убедительно демонстрировали силу математических методов небесной механики.

Самым известным достижением посткоперниканской астрономии стало теоретическое предсказание и последующее наблюдение восьмой планеты Солнечной системы. Первым ее траекторию и даже массу в 1845 г. на основе анализа наблюдаемых аномалий движения Урана вычислил Кембриджский математик Джон Адамс. Годом позже это независимо сделал и Леверье, который тогда преподавал в Политехнической школе. Он поделился своими выводами с ассистентом Берлинской обсерватории Иоганном Галле. Галле с разрешения Энке сразу же приступил к наблюдениям и в ночь с 23 на 24 сентября 1846 г. обнаружил новую планету, которую Леверье назвал Нептуном. Правда, уже через год выяснилось, что 10 мая 1795 г. Нептун наблюдал французский астроном Мишель Лаланд, который, к несчастью для себя, счел его малоинтересной тусклой звездой (более того, не исключено, что его в 1612 г. и 1613 г. видел и Галилей). Очень важно, что Нептун был замечен не в ходе рутинных телескопических наблюдений (именно так 13 марта 1781 г. великий британский астроном немецкого происхождения Уильям — до переезда в Британию Фридрих Вильгельм — Гершель обнаружил Уран), а, как часто говорят, открыт на кончике пера. Это стало международной сенсацией, которая как нельзя более убедительно продемонстрировала мощь астрономической науки.

Как нередко случается, именно на время высшего торжества этой зрелой научной парадигмы пришлось начало очередного радикального обновления технических ресурсов и концепций той области знания, где она безраздельно господствовала. Я бы назвал его Революцией счастливого союза — или, не столь экспрессивно, Астрофизической революцией. С середины ХIХ в. в астрономию начали проникать методы экспериментальной физики, которые к концу столетия превратили ее едва ли не в новую науку. Такая интеграция (Счастливый Союз!) астрономических и физических исследований повлекла за собой появление астрофизики как научной дисциплины, которая фактически стала не просто компаньоном классической астрономии, но ее естественной и даже стержневой частью. Институциональным оформлением этого процесса стало учреждение в 1895 г. в США специализированного журнала с международной редколлегией (The Astrophysical Journal: An International Review of Spectroscopy and Astronomical Physics) и последующее проникновение астрофизики в университетские программы и исследовательские планы астрономических обсерваторий по всему миру.

Самым очевидным признаком начала Астрофизической революции стало систематическое получение и изучение звездных спектров. Правда, солнечные спектры и спектры отдельных звезд наблюдались уже в первые десятилетия ХIХ в. — прежде всего феноменально одаренным немецким оптиком-самоучкой Йозефом Фраунгофером. Однако эти исследования если и затрагивали тогдашнюю астрономию, то разве что по касательной. Спектроскопия (включая и спектрофотографию) звездного света как отдельный и быстро прогрессирующий раздел астрономии ведет свое начало с 1860-х гг. Не берусь излагать ее историю — это увело бы нас слишком далеко от основной темы этой главы. Однако нельзя не отметить, что идентификация белых карликов во втором десятилетии ХХ в. стала возможной только благодаря хорошо развитым к тому времени методам звездной спектроскопии.

В истории Астрофизической революции это открытие занимает совершенно особенное место. Оно впервые выявило небесные тела (поначалу всего три), чье существование противоречило тогдашним представлениям о природе вещества. Фактически это был первый вклад астрофизики в фундаментальную физику.

Это стало ясным не сразу, но и без большой задержки. Понимание природы белых карликов пришло во второй половине 1920-х гг., когда были созданы основы квантовой механики и квантовой статистической физики. Доквантовая, она же классическая, физика эту задачу решить не могла и не решила. Поэтому открытие белых карликов можно считать предтечей близкой зрелости Астрофизической революции. Уместно отметить, что за время между идентификацией первого и второго белого карликов сотрудник венского Радиевого института Виктор Франц Гесс обнаружил проникающие в атмосферу Земли заряженные частицы внеземного происхождения, которые назвали космическими лучами. И это можно счесть вторым великим открытием астрофизики ХХ в.

Финализация Астрофизической революции произошла в начале четвертого десятилетия ХХ в. К этому времени влияние астрофизики на прогресс астрономии стало воистину всеобъемлющим. В концептуальном плане оно дало астрономии возможность адаптировать такие величайшие достижения теоретической физики, как специальная и общая теория относительности и квантовая механика. В 1920-е гг. астрофизические методы позволили окончательно доказать, что космос не исчерпывается Млечным Путем, а заполнен множеством галактик, удаленных от нас на миллионы и, как вскоре выяснилось, миллиарды световых лет. Тогда же Эдвин Хаббл с помощью этих методов доказал, что галактики разбегаются по всем направлениям, причем скорость их разлета пропорциональна расстоянию до Солнечной системы. Математическая формулировка этого утверждения составляет знаменитый закон, который теперь носит его имя. Открытие расширения Вселенной, которое описывается законом Хаббла, стало началом космологии как новой научной дисциплины, основанной на астрономических и астрофизических наблюдениях.

Феноменальный прогресс науки о космосе в 1930–1990-е гг. (и особенно во второй половине прошлого века) непосредственно развивал возможности, заложенные Астрофизической революцией. Достижения этого времени настолько многочисленны и знамениты, что перечислять их нет ни возможности, ни даже смысла. Вот всего лишь несколько примеров. В дополнение к оптической астрономии появились радиоастрономия, инфракрасная и ультрафиолетовая астрономия, рентгеновская астрономия и гамма-астрономия. Астрономия стала использовать весь электромагнитный спектр — как часто говорят, сделалась всеволновой. Была создана (и убедительно подтверждена наблюдением микроволнового реликтового излучения) горячая модель рождения Вселенной в результате Большого взрыва, открыты активные ядра галактик, нейтронные звезды и черные дыры, обнаружены первые внесолнечные планеты. В 1997–1999 гг. было доказано, что наша Вселенная не просто расширяется, как следует из закона Хаббла, но расширяется с ускорением (иначе говоря, скорость ее расширения возрастает). Стадия ускоренного расширения началась около 5 млрд лет назад, незадолго до рождения Солнечной системы. Это замечательное открытие опять-таки было сделано благодаря постоянной модернизации технических и интеллектуальных ресурсов, восходящих к Астрофизической революции. Его прямым следствием и венцом стало создание Стандартной космологической модели Вселенной (ΛCDM cosmological model).

А теперь к нам в дверь стучится новая астрономическая революция — третья по счету. Для нее уже готово название. В последние годы в англоязычной литературе все чаще фигурирует словосочетание multimessenger astronomy (MMA). В отечественной литературе применяется несколько вольный перевод этого термина — многоканальная астрономия. Оно начало мелькать в научных статьях с конца первого десятилетия нашего века. Если говорить о монографиях, то, насколько я знаю, впервые оно появилось в книге «Усовершенствованные детекторы гравитационных волн»[1].

Что вызвало его к жизни? Многоканальность означает переход астрономии (и, естественно, астрофизики) к комплексной — как аппаратной, так и теоретической — обработке сигналов о космических событиях, порожденных самыми разными физическими процессами и потому приходящих по множеству каналов. Эти каналы (например, радиосигналы, оптические и рентгеновские фотоны, а в самые последние годы также гравитационные волны и потоки нейтрино) принято называть мессенджерами.

Сейчас наблюдения посредством широкого набора мессенджеров вышли на передний край астрономии и астрофизики. Они обещают особенно богатый урожай при изучении самых высокоэнергетичных космических процессов и событий, который может принести уточнение и даже пересмотр как астрофизических моделей, так и фундаментальных физических законов. Всего за несколько лет на этом пути получено немало замечательных результатов — например, зарегистрировано слияние черных дыр и нейтронных звезд. Это только первые плоды третьей астрономической революции, Революции многоканальности. Она разворачивается на наших глазах, и наблюдать за ней чрезвычайно интересно. Возможно, кому-то из читателей этой книги захочется в ней поучаствовать.

2. Наука о космосе на новом витке: пришествие ММА.

11 февраля 2016 г. на пресс-конференциях в США и Европе было одновременно объявлено о крупнейшем научном достижении — первой прямой регистрации гравитационных волн. Эпохальное открытие сделали члены международной коллаборации LIGO, объединяющей более 1000 ученых из 15 стран. Они обнаружили гравитационно-волновой след космического катаклизма, рожденного слиянием пары черных дыр. Вскоре появились сообщения о регистрации еще двух таких слияний, пойманных двумя детекторами коллаборации LIGO. Это были первые — и какие великолепные! — успехи новой, гравитационной астрономии.

Вскоре последовало не менее великолепное продолжение. 14 августа 2017 г. свой первый всплеск гравитационных волн, связанный со слиянием черных дыр, зафиксировал итальянский детектор Virgo, а 16 октября 2017 г. было объявлено о новой демонстрации возможностей гравитационной астрономии. 17 августа 2017 г. обсерватории LIGO и Virgo зарегистрировали растянувшиеся на сотню секунд возмущения геометрии пространства-времени, обусловленные спиралевидным сближением двух нейтронных звезд непосредственно перед их слиянием. Правда, след финала этого катаклизма поймать не удалось, поскольку в момент удара частоты гравитационных волн оказались за пределами чувствительности обеих обсерваторий. Расчеты показывают, что результатом слияния могло стать образование нейтронной звезды большей массы, либо возникновение сильно нестабильного сгустка нейтронного вещества (который за время от секунды до нескольких часов коллапсировал в черную дыру), либо непосредственное появление новой дыры. Пока не ясно, что произошло на самом деле.

Значение этого открытия отнюдь не сводится к факту гравитационного детектирования слияния нейтронных звезд. В конце концов, в радиусе 1 млрд световых лет от Земли ежегодно происходит несколько подобных событий. Правда, LIGO способен отследить их на расстояниях не более 250 млн световых лет (в 2019 г. этот предел возрастет до 650 млн). В данном случае сигнал пришел с дистанции «лишь» 130 млн световых лет, что стоит счесть немалым везением. Во всяком случае, первая регистрация столкновения нейтронных звезд была вопросом времени. И все же она войдет в историю как еще один предвестник революционных перемен в науке о космосе.

На чем основан такой прогноз? Слияния черных дыр происходят практически в пустом пространстве и потому не порождают ничего, кроме гравитационных волн. Сталкивающиеся нейтронные звезды, напротив, оставляют за собой сверхгорячую экзотическую материю, которая дает о себе знать электромагнитными волнами и потоками релятивистских частиц. Их можно наблюдать как минимум несколько месяцев, а то и лет, что дает возможность интегрировать работу гравитационных детекторов с великим множеством наземных и космических обсерваторий, отслеживающих сигналы из космического пространства. Первым примером практической реализации этой возможности стал инициированный событиями 17 августа 2017 г. феерический всплеск активности астрономов и астрофизиков во всем мире. Количество обсерваторий, принявших участие в «гонке за лидерами» LIGO и Virgo, превысило 70 — это впечатляет.

А теперь самое главное: развитие MMA, или в российской терминологии многоканальной астрономии.

О чем же речь? Астрономия, как известно, может использовать и такие мессенджеры, как небесные тела — скажем метеориты или кометы, наблюдения за которыми немало рассказывают о дальней периферии Солнечной системы. Богатая информация о Солнце приходит с солнечным ветром — потоками протонов и электронов, долетающих до Земли со скоростями в несколько сотен километров в секунду. Однако для получения сведений о дальнем космосе, особенно о событиях за пределами нашей Галактики, потребны мессенджеры иного рода, путешествующие со световой или почти световой скоростью, причем лучше всего по неискривленным путям. Это импульсы электромагнитных и гравитационных волн (на квантовом языке — потоки фотонов и гравитонов), а также элементарные частицы, которые не несут электрического заряда и потому не отклоняются космическими магнитными полями. Пока в этом качестве работают одни лишь нейтрино, которые имеют ничтожно малую массу и потому движутся практически со скоростью света (впрочем, не исключено, что когда-нибудь откроют и другие подобные мессенджеры). Входящие в состав галактических космических лучей заряженные частицы (протоны и антипротоны, ядра гелия и более тяжелых элементов, а также электроны и позитроны) тоже могут разогнаться до релятивистских скоростей, однако места их рождения отследить намного труднее.

Астрономия, как известно, одна из древнейших наук. Если считать, что ее родоначальником был основатель первой обсерватории античного мира и создатель первой математической модели Солнечной системы Евдокс Книдский, то ей уже 24 столетия. И почти все это время астрономы вели наблюдения лишь в оптическом сегменте электромагнитных волн, то есть в видимом свете. В терминах энергии фотонов ширина этого диапазона меньше полутора электронвольт — от 1,7 эВ в красной части спектра до 3,1 эВ на фиолетовой границе.

В наши дни возможности астрономических наблюдений стали неизмеримо обширней. Сейчас исследователям космического пространства доступны сигналы, которые переносят фотоны с энергиями от 10^–6 эВ (радиоволны) до 300 млрд эВ (верхний предел чувствительности обзорного гамма-телескопа на борту космической обсерватории имени Ферми). Энергии космических нейтрино регистрируются вплоть до 10¹⁵ эВ, а протонов — даже до 10²⁰ эВ. Так что ширина диапазона энергий переносчиков сигналов составляет 26 порядков!

И вот что примечательно. Астрономия освоила все гигантское разнообразие космических мессенджеров за очень короткое время. Наблюдения небосвода в инфракрасных лучах ведут с середины ХIХ в. (сначала на Земле, а с 1983 г. — в космосе, и не только околоземном, но и околосолнечном). Затем настала очередь радиоастрономии. Первый настоящий радиотелескоп с поворотной параболической антенной в 1937 г. построил американец Гроут Ребер и с его помощью создал первую карту радионебосвода. Ультрафиолетовая астрономия возникла гораздо позже, где-то около 1970 г. Рентгеновская астрономия ведет начало с 1949 г. (или даже с 1978 г., если связать день ее рождения с запуском первого спутника с рентгеновским телескопом). Первый гамма-телескоп отправили в околоземное пространство в 1961 г. (на борту американского спутника Explorer 11). Космические лучи открыл сотрудник венского Радиевого института Виктор Гесс больше 100 лет назад, в 1912 г.

Остается упомянуть еще два мессенджера — нейтрино и гравитационные волны. О гравитационных волнах уже говорилось выше. Нейтринная астрономия началась с измерения плотности потоков этих частиц, возникших в ходе термоядерных реакций в ядре Солнца. Рэй Дэвис и его коллеги запустили первый детектор солнечных нейтрино в глубокой шахте в штате Южная Дакота в 1968 г. Позже появились приборные комплексы, способные зарегистрировать нейтрино, пришедшие из далекого космоса. Крупнейшая из этих установок, IceCube Neutrino Observatory, работает на Южном полюсе.

Классическая телескопическая астрономия за последние десятилетия тоже радикально изменилась. Новейшие телескопы-рефлекторы работают не только в видимом, но и в инфракрасном диапазоне — насколько это позволяет земная атмосфера. В третьем десятилетии ХХI в. предполагается ввести в действие три телескопа-супергиганта (два в Чили и один на Гавайях). Сейчас телескопы стандартно оснащают (и будут оснащать) системами активной и адаптивной оптики: первая исправляет механические деформации зеркал, вторая компенсирует атмосферные возмущения, которые «размывают» приходящие световые сигналы. Эти системы, особенно адаптивная оптика, практически уравняли обсервационные возможности земной и космической астрономии в видимом и ближнем инфракрасном диапазонах. Теперь крупнейшие стационарные телескопы обеспечивают разрешение на этих длинах волн, сравнимое с разрешением «Хаббла» и не запущенного еще инфракрасного космического телескопа имени Джеймса Уэбба.

Стоит отметить, что новые телескопы изменили характер астрономических наблюдений. Ушел в прошлое романтический образ наблюдателя-одиночки, проводящего ночи в обсерватории, а дни — за проявкой и анализом фотопластинок. В наши дни астрономы используют телескопы так же, как физики — ускорители. Львиная доля работы приходится на эксплуатационщиков, которые наводят телескопы на заданную цель, снимают показания детекторов и передают их исследователям по цифровой связи. Более того, появились и автоматизированные телескопы, целиком и полностью управляемые дистанционно. Такие «безлюдные» наблюдения стали неотъемлемой частью многоканальной астрономии.

Итак, наблюдения посредством широкого набора мессенджеров вышли на передний край астрономии и астрофизики. Они обещают особенно богатый урожай в области изучения наиболее высокоэнергетичных космических процессов и событий, следствием которого может стать уточнение и даже пересмотр как астрофизических моделей, так и фундаментальных физических законов. Так, стоит отметить, что многоканальная регистрация слияния нейтронных звезд дала возможность показать, что отношение скоростей распространения световых и гравитационных волн по модулю отличается от единицы менее чем на 10^–16. Этот результат не только вновь подтверждает основы эйнштейновской ОТО, но и позволяет отсеять несколько конкурирующих теорий гравитации. Уже запланированная модернизация исследовательских комплексов (к примеру, предполагаемое десятикратное увеличение чувствительности IceCube) и создание целой серии установок нового поколения (таких как гигантская подводная нейтринная обсерватория KM3NeT, сооружаемая в сорока километрах от Тулона) добавят немало фактов в копилку наших знаний о мире.

Наконец, появление MMA привело к обогащению социальной структуры науки о космосе. Оно стимулировало формирование новых крупных исследовательских коллабораций, таких как Европейская гравитационная обсерватория со штаб-квартирой в окрестности Пизы, объединяющая ученых из Италии, Франции, Нидерландов, Венгрии, Испании и Польши. Имеется также организационная структура в лице AMON (Astrophysical Multimessenger Observatory Network), созданная в 2012 г. под эгидой Пенсильванского университета. AMON ставит своей целью упрощение обмена информацией, полученной через различные космические мессенджеры, в реальном масштабе времени. О достигнутом уровне интеграции свидетельствует тот факт, что в «освоении» открытия GW170817 участвовали около 5000 специалистов. В общем, ММА — наука будущего.

При всей молодости ММА она уже может похвастаться немалым числом успехов. Конечно, первый и главный — детектирование гравитационных волн, возникающих при столкновении и слиянии черных дыр и нейтронных звезд. Но не только. Например, в январе 2018 г. появилось сообщение о том, что анализ данных, полученных в ходе детектирования гравитационных волн от столкновения нейтронных звезд, позволил оценить чрезвычайно важный для теоретической астрофизики верхний предел массы нейтронной звезды, составляющий 2,26 масс Солнца. Хотя эта оценка нуждается в подтверждении, ее получение методами многоканальной астрономии само по себе очень важно.

Стоит упомянуть еще одно важнейшее событие, которое дополнило достижения многоканальной астрономии. Весной 2019 г. члены международной научной коллаборации EHT обнародовали «портрет» горизонта событий исполинской черной дыры, расположенной в ядре галактики М87. Реализация этого проекта потребовала, помимо всего прочего, обработки петабайтного объема первичной информации, собранной в ходе совместной работы восьми радиоастрономических обсерваторий, расположенных на разных континентах. Таковы масштабы современной многоканальной астрономии. И это ведь только начало!

3. Астроликбез первого уровня.

Природа создает белые карлики на последней стадии активного существования совсем других звезд. Поэтому я начну с кратких сведений о законах звездной эволюции, которые еще не раз будут расширяться и уточняться.

Все звезды загораются одинаково, но кончают жизнь по-разному. Рождение звезды происходит в результате гравитационного стягивания чисто газового (как это было в юной Вселенной) или газопылевого (в следующие космические эпохи) облака и последующего поджога термоядерного горения водорода в его центральной зоне. Минимальная температура, необходимая для воспламенения водорода, составляет около 3 млн градусов. Согласно модельным вычислениям, для достижения этого порога масса протозвезды должна превысить 0,075 массы Солнца. Максимальные массы новорожденных звезд исчисляются сотнями солнечных, но, согласно некоторым астрофизическим моделям, на заре мироздания они могли достигать и 1 млн.

В финале своего существования звезды претерпевают различные превращения. Иногда они взрываются без остатка, а иногда дают начало объектам иной природы, которые принято называть компактными. Это белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры. Первые в среднем в 2 млн раз плотнее Солнца, вторые — где-то в 300 трлн раз. О плотности черных дыр говорить не приходится, поскольку они вообще не содержат вещества даже в самых экзотических формах и представляют собой сгустки поля тяготения, которое (по крайней мере, без учета квантовых эффектов) достигает бесконечных значений. Поэтому белые карлики — самые «рыхлые» из космических компактов, так сказать субкомпакты.

По происхождению белые карлики — тлеющие, но все еще весьма горячие остатки не особенно массивных нормальных звезд, успевших сжечь свое термоядерное топливо и потому обреченных на постепенное затухание. Самые легкие звезды перерабатывают водород в гелий и на этом останавливаются, а светила потяжелее в конце жизни производят на свет более тяжелые элементы. Если начальная масса звезды не больше шести-восьми солнечных масс, то в ее ядре после гелия образуются лишь углерод и кислород. Звезды потяжелее (до 10–11 солнечных масс), как считается, дополнительно вырабатывают неон и магний. Затем основной термоядерный синтез прекращается, и звезда вступает в последнюю стадию своей активной жизни. На этом этапе она дожигает оставшееся ядерное топливо и в процессе катаклизмических раздуваний и сжатий сбрасывает внешние слои. В конце концов от нее остается углеродно-кислородное ядро (возможно, с небольшим включением более тяжелых элементов), окруженное горячей газовой оболочкой. Это и есть типичный белый карлик. Существуют также белые карлики с чисто гелиевыми ядрами — это остатки самых легких звезд. Все сказанное справедливо только для звезд, не входящих в тесные пары — о них разговор особый.

Масса большинства белых карликов составляет от половины до 1,3 массы Солнца, а средний радиус не превышает 0,01 солнечного. Правда, есть и выдающиеся (в обе стороны) примеры. Масса самого легкого на сегодняшний день белого карлика, J0917+4638, равна 0,17 массы Солнца. Интересно, что в то же время он и самый большой, а потому и самый рыхлый: его радиус составляет 8 % солнечного (в надлежащем месте книги я вернусь к этому вроде бы явному парадоксу). Самый тяжелый из известных белых карликов, RE J 0317–853, как считается, тянет на 1,4 солнечной массы, что близко к максимально возможной массе этих объектов.

Температура ядра новорожденного карлика оценивается приблизительно в 100–150 млн градусов по шкале Кельвина — или просто кельвинов. Конечно, оно остывает, но чрезвычайно медленно. Как показывают расчеты, чтобы его температура уменьшилась в 25 раз, то есть достигла 4 млн кельвинов, нужно без малого полтора миллиарда лет. Время, за которое белый карлик охладится до температуры окружающего пространства (точнее, до температуры реликтового излучения), измеряется — самое меньшее — сотнями миллиардов лет. Кстати, первые теоретические оценки скорости остывания белых карликов были сделаны британским астрофизиком Леоном Местелом еще в начале 1950-х гг. и с тех пор неоднократно уточнялись.

4. Горячие светлячки космоса.

Открытием первого белого карлика, как и открытием Урана, наука обязана Уильяму Гершелю. 31 января 1783 г. он наблюдал в свой телескоп звезду четвертой величины в южном созвездии Эридана. Эта звезда, удаленная — как мы теперь знаем — на 16,5 световых лет от Солнца, была известна под несколькими именами. В начале ХVIII в. первый Королевский астроном Британии и основатель Гринвичской обсерватории Джон Флемстид включил ее в свой каталог под именем 40 Эридана (кстати, именно он ввел в астрономическую практику присвоение звездам индивидуальных номеров в каждом созвездии). Гершель заметил, что 40 Эридана имеет в качестве спутника гравитационно связанную звездную пару, то есть является частью тройной звездной системы. Эта пара состояла из совсем слабой красноватой звезды 40 Эридана С и чуть менее тусклого партнера 40 Эридана В, светящегося белым светом. Гершель внес ее в свой каталог двойных звезд, опубликованный в 1785 г. Позднее эти звезды не раз наблюдали и другие астрономы, однако считали их вполне рядовыми (за исключением того, что они были частью тройной системы) и особого внимания не уделяли. 40 Эридана В как раз и стала первым открытым белым карликом.

Следующий шаг сделал замечательный немецкий астроном и математик, основатель Кёнигсбергской обсерватории Фридрих Вильгельм Бессель (кстати, двойной тезка Гершеля). В 1844 г. он заметил слабые аномалии движения двух ярких звезд — α Большого Пса, Сириуса, и α Малого Пса, Проциона. Надо сказать, что это потребовало гигантских усилий. Бессель сравнил данные о видимом движении нескольких опорных звезд, собранные в течение 90 лет наблюдателями из Западной и Восточной Европы (в том числе и из России) и из Кейптауна. Ему удалось выявить очень малые (порядка нескольких угловых секунд) отклонения собственного движения Сириуса и Проциона от ожидаемой прямой линии на небесной сфере. Бессель предположил, что обе звезды входят в двойные системы, а эти отклонения объясняются притяжением их еще не открытых спутников.

Догадка оказалась верной, но Бесселю об этом узнать не довелось — два года спустя он умер от рака. В 1851 г. его преемник на посту директора Кёнигсбергской обсерватории Кристиан Август Фридрих Петерс показал, что пока еще невидимый спутник Сириуса обращается по сильно вытянутой эллиптической орбите с 50-летним периодом, что хорошо совпадает с современными данными.

Первыми спутник Сириуса наблюдали владелец небольшой бостонской оптической фирмы Элвин Кларк и его сын и тезка, Элвин Грэм Кларк-младший. Произошло это случайно. Ясным вечером 31 января 1862 г. они проверяли качество линз для телескопа-рефрактора, заказанного двумя годами ранее Университетом Миссисипи, но не оплаченного и не поставленного из-за начавшейся Гражданской войны. Поскольку труба телескопа не была готова, линзы смонтировали на временной раме, подвешенной к вращающейся стреле. Кларк-младший направил сборку на Сириус и буквально через несколько секунд заметил вблизи него очень тусклую светящуюся точку. Это и был предсказанный Бесселем спутник самой яркой звезды земного небосвода, о чем Кларки тогда не знали. Вскоре директор обсерватории Гарвардского колледжа Джордж Бонд сообщил об их открытии в American Journal of Science, особо отметив, что замеченное Кларками небесное тело может оказаться именно тем спутником Сириуса, о котором писали Бессель и Петерс. Когда этот номер журнала был доставлен в Европу, другие астрономы быстро подтвердили наблюдения Кларков. В том же году Французская академия наук присудила Кларку-старшему свою высшую ежегодную награду за астрономические исследования — Лаландовскую премию. А после того, как фирма Кларка в 1880-е гг. блестяще выполнила заказ Пулковской обсерватории на изготовление 76-см объектива для нового телескопа, он получил золотую медаль от Александра III. В общем, бостонский оптик-самоучка не посрамил памяти своего пращура Томаса Кларка, одного из пассажиров знаменитого «Мэйфлауэра».

Но вернемся к спутнику Сириуса. В первое время его часто называли Sirius comes (в переводе с латыни — компаньон Сириуса). В конце концов, в соответствии с традицией, он получил имя Сириус B, а к названию Сириуса добавили букву А. Эти названия сохраняются и поныне.

Даже простые телескопические наблюдения Сириуса В вскоре после его открытия показали, что по видимой яркости он в тысячи раз уступает своему сверкающему собрату. Уже в 1864 г. директор Пулковской обсерватории Отто Струве (именно он через 15 лет посетил Кларка в Бостоне и заказал линзы для будущего телескопа) приписал Сириусу В восьмую звездную величину, что почти совпадает с современным значением 8,44. Отсюда следовало, что Сириус А примерно в 10 000 раз ярче своего компаньона. Само по себе это было весьма необычно. К тому времени стали известны сотни двойных звездных систем, но подобных различий в яркости астрономы не наблюдали.

К концу ХIХ в. ситуация стала еще парадоксальней. В 1866 г. Струве показал, что Сириус А вдвое массивней Сириуса В (современное значение — в 2,03 раза). Получалось, что массы звезд различаются вдвое, а светимости — на четыре порядка. Это была еще одна загадка спутника Сириуса. Струве вполне осознал важность своего результата и фактически пришел к выводу, что по своей природе Сириус В радикально отличен от Сириуса А. Правда, тогдашние астрономы практически игнорировали это заключение — скорее всего, просто не поняли его смысл. Насколько велико различие между двумя Сириусами, стало ясно лишь через 60 лет.

Тем не менее одно объяснение появилось намного раньше. Его предложил Джон Эллард Гор, ирландский инженер-строитель и астроном-любитель, автор нескольких популярных книг по астрономии, которые в викторианские времена пользовались немалой известностью. Проработав в Индии по специальности 11 лет и вернувшись на родину, он вполне благополучно жил на честно заработанную пенсию и публиковал статьи о своих наблюдениях двойных и переменных звезд.

В 1891 г. Гор самостоятельно измерил яркость обоих Сириусов и пришел к выводу, что Сириус А по блеску в 5000 раз превосходит Сириус В (о более точном результате Струве он, скорее всего, не знал). В те времена некоторые астрономы полагали, что Сириус В — просто планета, светящая отраженным светом. Эта идея была удобна тем, что вполне правдоподобно объясняла слабость его блеска и не требовала привлечения никаких экзотических гипотез. Однако Гор на основе своих телескопических наблюдений пришел к выводу, что Сириус В светит собственным светом и потому должен считаться звездой, хотя и очень тусклой. В духе астрономических концепций того времени он предположил, что Сириус В — крупное небесное тело (примерно того же размера, что и Сириус А), которое некогда было очень горячим, но с течением времени остыло и потемнело.

В самом конце ХIХ в. дошла очередь и до Проциона. В 1896 г. директор Ликской обсерватории Джон Шеберле обнаружил у него слабосветящийся спутник, предсказанный Бесселем. Это позволяло предположить, что существуют и другие звезды с вполне рядовыми массами и аномально малой абсолютной светимостью.

Правда, такая ситуация не вызывала чрезмерных подозрений. В рамках тогдашних скромных знаний о происхождении звезд можно было предположить, что Сириус и Процион каким-то образом обзавелись массивными, но сравнительно холодными спутниками. Это казалось тем более вероятным, что звезду 40 Эридана В с массой в 0,4 массы Солнца считали просто небольшим холодным светилом, сходным с 40 Эридана С. Однако в 1910 г. ситуация кардинально изменилась. В обсерватории Гарвардского колледжа с 1880-х гг. работала группа замечательных женщин, числившихся техническими помощниками астрономов. Официально их должности назывались очень современно — computers. Директор обсерватории Эдвард Пикеринг поручил одной из них, Вильямине Флеминг, заняться классификацией фотографий звездных спектров. Не имея астрономического образования, она, не мудрствуя лукаво, объединила яркие голубые звезды в одну группу, присвоив ей букву А (туда вошел и Сириус). Звезды чуть меньшей яркости составили группу B — и так далее вниз по латинскому алфавиту. Звезды со спектрами солнечного типа получили индекс G, а самые тусклые красные светила — М. Позднее ее коллега Энни Джамп Кэннон видоизменила и расширила эту систему. Она ввела спектральные классы O, B, A, F, G, K, M (так что в ее системе звезды класса В оказались ярче звезд класса А!) и разделила каждый на десять подклассов, занумерованных от нуля до девяти. Солнце в этой системе было причислено к спектральному классу G2, где пребывает и поныне.

На рубеже XIX и ХХ вв. астрономы уже достаточно знали о спектрах ионизированных газов, чтобы понять, что движение вдоль этого ряда от начала к концу указывает на прогрессирующее снижение температуры звездных атмосфер. Так что группу О составили самые горячие звезды, группу М — самые холодные. К слову, в первую группу вошли очень яркие голубые звезды из созвездия Ориона — отсюда и буква О. В каждом классе подкласс с индексом 0 состоит из самых горячих звезд, а с индексом 9 — из самых холодных. Эта классификационная система, так и названная гарвардской, после ряда модификаций была утверждена на Пятой конференции Международного союза по сотрудничеству в исследованиях Солнца, которая летом 1913 г. состоялась в Бонне. Постановление конференции и предшествовавшие ему дискуссии фактически стали началом организационного оформления звездной астрофизики в качестве самостоятельной ветви науки о космосе.

Но это только присказка — сказка впереди. В 1910 г. профессор астрономии Принстонского университета Генри Норрис Расселл во время визита в Гарвард попросил Пикеринга проверить спектры звезды 40 Эридана В. Вильямина Флеминг, которой поручили эту работу, уже через час сообщила, что звезда вне всякого сомнения принадлежит классу А. Из этого следовало, что ее температура сравнима с температурой Сириуса (сейчас известно, что она в два с половиной раза выше — 25 200 кельвинов против 10 000 кельвинов). Как вспоминал Расселл почти через три десятилетия, он сразу понял, что такой результат никак не укладывался в закономерности звездной статистики, о чем тут же сказал Пикерингу. Улыбнувшись, тот ответил, что именно такие исключения из правил и приводят к прогрессу научного знания. Директор Гарвардской обсерватории как в воду глядел, но его прогноз оправдался лишь спустя много лет. Однако уже в 1914 г. заключение Вильямины Флеминг убедительно подтвердил Уолтер Адамс, сотрудник (и будущий директор) калифорнийской обсерватории Маунт-Вилсон.

Странная звезда 40 Эридана В недолго сохраняла свой уникальный статус. Уже в 1915 г. Адамс отнес Сириус B к одному спектральному классу с Сириусом А. Этот вывод он сделал на основе почти двухлетних очень трудоемких наблюдений на 152-см телескопе. Их пришлось проводить с исключительной осторожностью, чтобы не допустить «засорения» спектрограмм Сириуса В светом его сверхъяркого соседа. Однако игра стоила свеч. Адамс однозначно заключил, что обе звезды необходимо отнести к одному и тому же спектральному классу А0.

В ретроспективе мы понимаем, что результат Адамса был открытием первого ранга. Неслучайно американский астроном голландского происхождения и один из крупнейших исследователей белых карликов Виллем Люйтен, о котором еще пойдет речь, в 1956 г. назвал его сногсшибательным. Почему — вполне понятно. Коль скоро две звезды равноудалены от Земли, примерно одинаково нагреты и в 10 000 раз отличаются по светимости, в той же пропорции должны разниться и площади их поверхностей. Отсюда следует, что радиус Сириуса В в 100 раз меньше радиуса Сириуса А, а средняя плотность его вещества приблизительно в 1 млн (100 в третьей степени) раз больше! Получалось, что Сириус В (а по аналогии и 40 Эридана В) следует причислить к еще не известному семейству сверхплотных звезд очень малых размеров. Сегодня эта логическая цепочка кажется не просто естественной, но единственно возможной. Однако двухстраничная заметка Адамса[2] практически не вызвала резонанса в астрономической среде. По молчаливому согласию было признано, что как 40 Эридана В, так и Сириус В следует считать причудами природы, не требующими пересмотра представлений о свойствах звезд.

В той же обсерватории Маунт-Вилсон был обнаружен и третий по счету белый карлик. Честь его открытия принадлежит голландскому астроному Адриану ван Маанену, который работал там с 1912 г. Как часто бывает, ван Маанену помогло элементарное везение. В 1917 г. он заметил на двух фотопластинках из архива обсерватории очень тусклую звезду в созвездии Рыб, которая ежегодно смещалась на небосводе более чем на три дуговые секунды. Это свидетельствовало о ее близости к Солнцу (как позднее выяснилось, расстояние до звезды составляет всего лишь 14 световых лет), что не очень сочеталось с малой видимой яркостью. Поэтому ван Маанен решил изучить спектр этого светила. 24 октября 1917 г. он получил спектрограмму с помощью небольшого спектроскопа, установленного все на том же 152-см рефлекторе. Из нее следовало, что спектр следует отнести к подклассу F0, так что звезда оказалась лишь немногим холоднее звезд класса А. Если бы она была типичной звездой, ее яркость была бы неизмеримо больше наблюдаемой. Через шесть лет ей присвоили имя первооткрывателя, и она стала звездой ван Маанена. В отличие от двух предшественников она не имеет компаньонов в виде обычных звезд, так что это первый по времени открытия одиночный белый карлик.

Сириус В, 40 Эридана В и звезда ван Маанена находятся в радиусе пяти парсек от Солнца и потому обладают значительными собственными движениями — то есть смещаются на небесной сфере относительно более далеких и потому по видимости неподвижных светил. В 1923 г. Виллем Люйтен опубликовал каталог таких «путешествующих» звезд, включив туда и эту троицу. Ввиду очевидного сходства он придумал им имя — белые карлики. После того как этот термин годом спустя принял и использовал знаменитый Кембриджский астрофизик Артур Стэнли Эддингтон, он стал общепринятым (а тройку 40 Эридана В, Сириус В и звезда ван Маанена стали называть классическими белыми карликами). Стоит отметить, что Люйтен всю свою долгую жизнь (он умер в 1994 г.) занимался измерением звездных смещений и определил их для нескольких сотен тысяч звезд.

Уолтер Адамс через десять лет после публикации работы о Сириусе В вновь приложил руку к его исследованию. Годом ранее Эддингтон на основе ОТО показал, что спектральные линии звезды такой массы и радиуса должны быть сдвинуты в сторону большей длины волны (так называемое гравитационное красное смещение) приблизительно на 0,3 ангстрема. В обсерватории Маунт-Вилсон тогда уже действовал крупнейший в мире 254-см телескоп имени Хукера. С помощью этого уникального инструмента Адамс показал, что красное смещение спектров Сириуса В практически соответствует предсказанию Эддингтона. Это стало не только еще одним подтверждением великой теории Эйнштейна, но и дополнительной демонстрацией аномально высокой плотности вещества белых карликов.

5. Изобретение великой диаграммы.

Всего через три года после выявления уникальности звезды 40 Эридана В — первого по времени открытия классического белого карлика — ей нашлось место в замечательной графической конструкции, позволившей систематизировать и упорядочить известные к тому времени данные о светимости и спектральных характеристиках звезд нашей Галактики. Со временем ее возможности значительно расширились, но об этом — в конце главы.

Эта конструкция, разумеется, возникла не на пустом месте. Историки астрономии именуют вторую половину ХIХ в. эрой великих рефракторов. Рефрактор — это телескоп, в котором свет фокусируется системой линз (телескопы с зеркальной фокусировкой света называются рефлекторами). Великими рефракторами стали именовать телескопы с объективами диаметром более 63,5 см (25 дюймов). Первый такой инструмент был изготовлен в 1862 г., за ним до исхода столетия последовали еще девять. Самым большим (из рабочих инструментов) был и поныне остается действующий с 1897 г. метровый рефрактор Йеркской обсерватории в окрестностях Чикаго. В эти же годы появились и первые промышленные предприятия, специализировавшиеся на производстве телескопов.

В ХХ в. лидерство перехватили крупные телескопы-рефлекторы, установленные на юге Западного побережья США. В 1908 г. в обсерватории Маунт-Вилсон вступил в действие первый телескоп нового поколения, тот самый 152-см рефлектор, на котором работал Уолтер Адамс. В 1917 г. там же вошел в строй зеркальный телескоп имени Хукера, на котором Адамс спустя восемь лет измерил гравитационное смещение излучения компаньона Сириуса (до 1949 г. он оставался самым крупным оптическим телескопом в мире). Эти уникальные для своего времени инструменты оптической астрономии, как и метровый рефрактор Йеркской обсерватории, были созданы по инициативе Джорджа Эллери Хейла, одного из самых авторитетных американских астрономов того времени и поистине великого организатора науки — в том числе и международного масштаба. Хейл создал и возглавил сначала Йеркскую обсерваторию, а потом обсерваторию Маунт-Вилсон, он же подготовил учреждение Паломарской обсерватории, которая начала действовать вскоре после Второй мировой войны. Он сильно помог институциональному развитию своей науки, способствуя проведению конференций и организации профессиональных журналов. Хейл приложил также немало сил для превращения скромной технической школы, основанной в 1891 г. мэром Пасадины бизнесменом Эймосом Трупом, в исследовательский университет мирового класса, который в 1920 г. стал называться Калифорнийским технологическим институтом (или сокращенно Калтех). Наконец, он был одним из инициаторов учреждения в 1904 г. уже упоминавшегося Международного союза по сотрудничеству в исследованиях Солнца. Наследником этой ассоциации стал Международный астрономический союз, отметивший в 2019 г. 100-летний юбилей. В общем, неуемная энергия этого человека достойна искреннего восхищения.

Но вернемся к нашим «баранам». С помощью новых телескопов была собрана богатая информация о расстояниях до ближайших звезд (посредством измерения их годового параллакса), а также о звездных спектрах и звездной светимости. Эти данные буквально взывали к теоретическому осмыслению. И оно, как почти всегда и бывает в науке, не заставило себя ждать. Основной вклад в выполнение этой задачи внесли два замечательных исследователя, датчанин Эйнар Герцшпрунг и уже знакомый нам Генри Норрис Расселл. Сделали они это практически одновременно, причем именно в таком временном порядке.

К звездам они пришли разными дорогами — к счастью, в противоположность знаменитому изречению Луция Аннея Сенеки, не через тернии. Герцшпрунг еще в школьные годы увлекся астрономией, но отец считал занятия этой наукой делом маловыгодным. По его настоянию Герцшпрунг получил профессию инженера-химика. Окончив в 1898 г. Копенгагенский университет, он работал в России и Германии, но через три года вернулся на родину. В Копенгагене получил доступ в университетскую обсерваторию и в частную обсерваторию с превосходным 27-см рефрактором, которую устроил на чердаке своего дома в окрестностях столицы еще один поклонник астрономии (а в основное время высокопоставленный администратор датской телеграфной сети) Виктор Нильсен. Там Герцшпрунг выполнил серию абсолютно профессиональных наблюдений светимости звезд, которые легли в основу его первых статей по астрономии. Не имея шансов напечататься в каком-либо астрономическом издании из-за статуса любителя, Герцшпрунг был вынужден публиковаться в малоизвестном немецком журнале по фотографическим технологиям Zeitschrift für Wissenschaftliche Photographie, Photophysik und Photochemie (много лет спустя Эддингтон в традициях истинно британского юмора написал Герцшпрунгу, что считает это решение одним из грехов его юных лет).

К счастью, эти публикации увидел и оценил по достоинству ровесник Герцшпрунга, но, несмотря на молодость, уже ординарный профессор астрономии Гёттингенского университета Карл Шварцшильд. В 1908 г. он пригласил Герцшпрунга в Гёттинген, где всего через несколько месяцев (совершенно небывалый случай!) тот тоже получил профессуру. Когда год спустя Шварцшильд возглавил всемирно известную Потсдамскую астрофизическую обсерваторию, за ним последовал и его протеже. До 1919 г. Герцшпрунг вел наблюдения в Потсдаме, а потом перебрался в Голландию. Там он получил постоянную должность в обсерватории Лейденского университета, где и проработал вплоть до своей отставки с поста ее директора в 1946 г. По милости богов жизнь его была долгой — 94 года (08.10.1873–21.10.1967).

К его другу Шварцшильду судьба такого великодушия не проявила. Его великолепную научную карьеру (он успел стать членом Королевской академии наук Пруссии и Лондонского королевского общества) оборвала Первая мировая война. Он не подлежал призыву по возрасту, но пошел в армию добровольцем и оказался на русском фронте в штабе артиллерийской части, где занимался расчетом траекторий снарядов дальнобойных орудий. Именно на войне у него развилась тяжелейшая форма пузырчатки — аутоиммунного заболевания кожных покровов, к которому он имел наследственную склонность. В марте 1916 г. Шварцшильд был комиссован по состоянию здоровья и вернулся в Потсдам, где скончался 11 мая. Шварцшильд и погибший в Дарданелльской операции английский физик Генри Мозли были самыми крупными учеными, чьи жизни унесла Первая мировая война.

Уже находясь на госпитальной койке, Шварцшильд выполнил свое крупнейшее (и самое знаменитое) теоретическое исследование. В начале 1916 г. он написал и послал Эйнштейну в Берлин для публикации две статьи с точными решениями эйнштейновских уравнений для поля тяготения, созданного сферическими симметрическими источниками. Эти работы стали началом математического моделирования экзотических объектов, которые сегодня мы называем черными дырами.

Расселла, в отличие от Герцшпрунга, привела на вершины астрономии вполне традиционная академическая карьера. Он был старшим сыном в семье пресвитерианского пастора с Лонг-Айленда. В 16 лет поступил в Принстон, где, в духе того времени, изучал предметы, приличествующие джентльмену — древнегреческий, латынь и классическую литературу. Однако ему повезло записаться на вводный курс астрономии, который читал Чарльз Янг — блестящий педагог и один из первых американских астрофизиков. Эти лекции и определили будущее Расселла. В 1902–1905 гг. он продолжил образование в Кембриджском университете под руководством Джорджа Дарвина, сына великого создателя теории биологической эволюции. Из Англии Расселл вернулся в Принстон и быстро поднялся по стандартной лестнице должностей от преподавателя до полного профессора. В своей альма-матер он проработал вплоть до выхода в отставку в 1947 г.

Теперь перейдем от персоналий к науке. В конце ХIХ в. участница гарвардской женской команды Антония Мори разделила звезды на три класса в зависимости от внешнего вида темных линий (то есть линий поглощения) на их спектрограммах. Звезды со спектрами солнечного типа, содержащими множество хорошо заметных линий, распределенных по всему спектру, попали в категорию «a». Звезды с широкими и расплывчатыми спектральными линиями получили индекс «b»; и наконец, звезды с очень четкими узкими линиями были объединены в группу «c». Физический смысл такой классификации в те времена был совершенно неясен, и многим астрономам она казалась искусственной.

Однако Герцшпрунг не только принял эту схему, но и положил ее в основу весьма глубоких заключений. В статье 1905 г. он показал, что звезды подкласса «c» имеют почти незаметные, нередко вообще не поддающиеся измерению собственные движения, в среднем не превышающие сотой доли дуговой секунды[3]. Этот вывод он сделал на примере всего 30 звезд — результатами наблюдений более многочисленной группы он не располагал. Отсюда естественным образом следовало, что расстояния до звезд подкласса «c» гораздо больше, чем до звезд двух других групп схемы Мори. Кроме того, эти светила отличались большой видимой яркостью. Герцшпрунг объяснял это тем, что с-звезды излучают намного больше света, чем звезды из семейств «a» и «b» — иными словами, их абсолютные светимости намного выше. Во второй части этой работы, опубликованной в 1907 г., он развил свои аргументы до утверждения, что с-звезды отличаются от прочих не только по характеру спектров, но и по физической природе[4]. Он также показал, что особенно яркие красные звезды типа Арктура и Бетельгейзе должны обладать сравнительно коротким временем жизни.

Эту работу Герцшпрунг продолжил в Гёттингене и в Потсдаме. В 1911 г. в сборнике трудов Потсдамской обсерватории он опубликовал крайне нетривиальные результаты наблюдений звездных скоплений Плеяд и Гиад[5]. На их основании Герцшпрунг пришел к заключению, что существует четко выраженная статистическая корреляция между цветом звезды и ее светимостью. Чтобы сделать эту корреляцию наглядней, он перевел ее в графическую форму. Для этого он поместил на одной оси прямоугольных координат цветовые характеристики звезд (которые, как он понял не позднее 1908 г., можно перевести в данные об их температурах), а на другой — наблюдаемые светимости. Это не было вполне корректным, но в данном случае допустимым. Поскольку расстояния от центров Плеяд и Гиад до Солнца сильно превышают размеры этих скоплений, можно считать, что звезды каждого скопления приблизительно одинаково удалены от нашей системы. Отсюда следует, что их видимые звездные величины отличаются от абсолютных на одно и то же число (абсолютная величина звезды есть, по определению, ее видимая величина при условии, что звезда располагается от наблюдателя на расстоянии в 10 парсек). Оказалось, что большинство звезд расположилось на каждой диаграмме вдоль достаточно узкой полосы, которую Герцшпрунг назвал главной последовательностью. Это лингвистическое изобретение со временем превратилось в один из основных терминов звездной астрономии.

Правда, диаграммы Герцшпрунга все же имели ограниченную применимость. В его распоряжении оказалось слишком мало звезд, к тому же нередко похожих друг на друга. Так, например, в Плеядах много ярких голубых светил, однако совсем нет звезд, которые сегодня называются гигантами и сверхгигантами; в Гиадах гиганты имеются, но их немного. В качестве следующего шага нужно было расширить наблюдательную базу для конструирования диаграмм «цвет-светимость». Этот шаг вскоре и сделал Расселл. В 1909–1913 гг. он собрал большой объем информации об абсолютных светимостях и спектральных типах приблизительно 300 звезд, удаленных от Земли на различные дистанции (какое он проявил упорство и какими методами пользовался, само по себе очень интересно, но в эти детали я вдаваться не буду). Проанализировав эти сведения, Расселл пришел практически к таким же выводам, что и Герцшпрунг, чьи работы, по всей вероятности, ему тогда не были известны (кстати, впервые эти ученые встретились в июле 1913 г. на той самой международной конференции в Бонне, где и была утверждена гарвардская классификация звездных спектров).

В первой публикации на эту тему Расселл представил свои результаты в виде таблиц[6]. Годом позже он обсудил их с коллегами на нескольких конференциях. В Лондоне на симпозиуме Королевского астрономического общества в июне 1913 г. он впервые использовал термины «карликовые звезды» и «звезды-гиганты», которые вскоре и обнародовал[7]. По ошибке он приписал обе терминологические инновации Герцшпрунгу, который слово «карлики» по отношению к звездам никогда не употреблял, хотя иногда называл звезды великанами (нем. Riesen); о звездах-гигантах (нем. Giganten) в 1908 г. также писал Шварцшильд. Эти названия вместе с термином Герцшпрунга «главная последовательность» быстро вошли в лексикон астрономии.

А вскоре на свет родилась и знаменитая диаграмма. Расселл впервые презентовал ее в завершенном виде (и даже в разных версиях) 30 декабря 1913 г. в обширном докладе на конференции Американского астрономического и астрофизического общества в Атланте. Этот доклад через год был опубликован в журнале Nature в двух частях под общим заголовком «Отношения между спектрами и другими характеристиками звезд»[8].

Выступление Расселла содержало множество интереснейших идей и выводов. Например, он привел убедительные аргументы в пользу тогда еще новой идеи, что спектр звезды в первую очередь зависит от температуры ее атмосферы, а не от химического состава. Но обо всем не расскажешь, поэтому ограничимся диаграммой. Во второй части статьи Расселла[9] она представлена в версии, ставшей классической, которая несчетное число раз воспроизводилась в учебниках и книгах по истории астрономии.

К этой картинке стоит присмотреться внимательно. По горизонтали отложены спектральные классы звезд от самых горячих (слева) до самых холодных (справа). На вертикальной оси отложены абсолютные звездные величины от –4 (это самые яркие звезды, известные в те времена) до +12 (самые тусклые). Отмеченные позиции отдельных звезд (их свыше 200) в основном лежат вдоль узкой наклонной полосы, ограниченной двумя параллельными линиями. Сразу видно, что для подавляющего большинства звезд, представленных на диаграмме, выполняется четкая закономерность: чем больше абсолютная светимость звезды, тем «левее» ее спектральный класс — и, следовательно, тем звезда горячее. Звезды внутри полосы как раз и составляют ту самую главную последовательность, о которой ранее писал Герцшпрунг.

Однако на диаграмме представлены и звезды, лежащие вне главной последовательности. В правом верхнем квадранте можно заметить звезды внутри горизонтальной полосы, обладающие примерно одинаковой (причем высокой) светимостью для разных спектральных классов (то есть температур). Именно эти звезды Расселл назвал гигантами (среди них есть и совсем холодные красные гиганты). А в левом нижнем квадранте скромно притулилась одна единственная звезда класса А примерно 11-й величины — следовательно, горячая, но очень тусклая. Расселл поместил туда двойной спутник звезды 40 Эридана, не различая членов этой пары. Сейчас мы знаем, что своей высокой температурой она обязана белому карлику 40 Эридана В, а его холодный спутник 40 Эридана С вносит в светимость очень незначительный вклад. Из диаграммы Расселла сразу видно, что единственный обитатель этого квадранта очень сильно выпадает из главной последовательности и потому должен очень отличаться от представленных в ней звезд.

Таким образом, графическая конструкция Расселла — это диаграмма «цвет-светимость» (позже появились и другие варианты, например «температура-светимость»). Сначала ее связывали только с его именем и называли диаграммой Расселла. В 1933 г. датский астроном Бенгт Стрёмгрен назвал ее диаграммой Герцшпрунга — Расселла, отдав дань уважения обоим ученым. После Второй мировой войны это именование стало общепринятым.

Справедливости ради надо заметить, что первое графическое представление связи между светимостью и спектральными характеристиками звезд за год до Герцшпрунга построил немецкий астроном Ганс Розенберг. Он сделал это на основе наблюдения звезд все тех же Плеяд. Свои результаты он опубликовал в 1910 г. в диссертации для занятия преподавательской должности в Тюбингенском университете, где два года спустя получил профессуру. Однако его диаграмма основана на весьма ограниченном наблюдательном материале и потому ее ценность не столь велика. Кроме того, пионером в прослеживании систематических связей между спектрами звезд и их светимостью в любом случае остается Герцшпрунг.

Диаграммы Герцшпрунга — Расселла уже давно не служат просто графическим инструментом систематизации звездных популяций. Сейчас мы знаем, что в них закодированы ценнейшие сведения о звездной эволюции. Так, на главной последовательности расположены звезды с различными начальными массами, которые еще не прошли цикл термоядерного сжигания водорода в своих ядрах. Во втором десятилетии ХХ в. до такого понимания астрономия, конечно, еще не дошла. Сама диаграмма с тех пор сильно усложнилась. Помимо главной последовательности и ветви белых карликов на ней выделяют ветви субгигантов, субкарликов, гигантов и сверхгигантов. На современных версиях диаграмм Герцшпрунга — Расселла можно проследить тонкие детали процессов схода звезд различных начальных масс с главной последовательности после выгорания водорода и их последующего превращения в компактные объекты той или иной природы (а в некоторых случаях, согласно еще не подтвержденной наблюдениями теории, даже полного уничтожения).

Это еще не конец истории. В 1995 г. были открыты давно предсказанные «несостоявшиеся» звезды, названные коричневыми (в другом переводе с английского — «бурыми») карликами (сейчас я о них рассказывать не буду, им посвящена отдельная глава). После этого к системе звездных спектров были добавлены еще три класса — L, T и Y, которые тоже нашли отражение на позднейших версиях диаграммы Герцшпрунга — Расселла. К классу L относят объекты с температурами поверхности от 1300 до 2000 K. Среди них не только коричневые карлики, но и наиболее тусклые красные карлики, которые раньше относили к M-классу. Класс Т включает лишь одни коричневые карлики, атмосферы которых нагреты от 700 до 1300 K. В их спектрах в изобилии присутствуют линии метана, поэтому эти тела нередко называют метановыми карликами. К спектральному классу Y относят объекты холоднее 700 K. Не исключено, что и у этой истории будет продолжение, но в такие дебри я не буду забираться. Мы и так уже далеко ушли от основного предмета книги, поэтому самое время вернуться к белым карликам.

6. От триады к тысячам.

К концу третьего десятилетия прошлого века были известны только три классических белых карлика, а затем их число принялось расти. Первый шаг сделал в 1930 г. голландский астроном Питер Остерхофф. Его заинтересовала бело-голубая звездочка в созвездии Персея с большим собственным движением, уже внесенная в каталоги. Проанализировав сведения о ее годовом смещении и светимости, Остерхофф предположил, что она вполне может оказаться белым карликом. Годом позже сотрудник недавно открытой обсерватории в Стокгольме Ингве Эман получил ее спектрограммы и отнес их к подклассу А0. Спектры также свидетельствовали, что эта звезда не может принадлежать главной последовательности. Так она стала четвертым открытым белым карликом и первым из тех, чья природа выяснилась благодаря международной кооперации астрономов. Еще пару белых карликов в 1934 г. обнаружил замечательный голландский астроном Джерард Койпер (кто не слышал о поясе Койпера?), который к тому времени перебрался в США, где стал работать в Ликской обсерватории.

А потом начался целенаправленный поиск белых карликов. Пионером в этом деле стал Люйтен. Он исходил из вполне разумного предположения, что даже в крупнейшие (естественно, на тот момент) телескопы можно наблюдать лишь белые карлики, относительно близкие к Солнцу — все прочие просто не видны из-за малой светимости. Поскольку близким звездам свойственны заметные собственные движения, Люйтен решил, что именно среди них и стоит искать белые карлики. Эта стратегия оказалась успешной. Люйтен нашел множество кандидатов на роль белых карликов, чья природа позже была удостоверена с помощью спектрографического анализа их излучения. В немалой степени благодаря усилиям Люйтена и сотрудничавших с ним астрономов в середине 1940-х гг. было известно уже около 80 белых карликов. Историю этих поисков лучше всего рассказал их инициатор[10]. Белым карликом оказался и открытый Джоном Шеберле спутник Проциона.

Во второй половине прошлого века белые карлики искали куда активней и к тому же различными методами. К началу 1960-х гг. число идентифицированных белых карликов перевалило за четыре сотни, а в 1999 г. был опубликован каталог, содержащий более 2200 звезд этого семейства. Их список увеличился вчетверо в результате выполнения Слоуновского цифрового обзора небосвода (Sloan Digital Sky Survey), который начали осуществлять в 2000 г. Он ведется на 250-см телескопе обсерватории Апач-Пойнт в штате Нью-Мексико, оборудованном уникальной цифровой фотокамерой и спектрографами высокого разрешения. В 2006 г. его команда опубликовала каталог из 9316 белых карликов, причем около 6000 было найдено в ходе самого обзора. Каталог 2013 г. содержит уже 19 712 белых карликов.

Все идентифицированные белые карлики находятся в нашей Галактике. Более того, по большей части они наши соседи. Примерно половина известных белых карликов удалена от нас не более чем на 25 парсек. Даже самый далекий из них, RX J0439.8–6809, находится в гало Млечного Пути на расстоянии 30 000 световых лет от Солнца. Неудивительно, что он и самый горячий, температура его атмосферы равна 250 000 K. Кстати, поверхность самого холодного представителя этого семейства, к которому мы еще не раз вернемся, нагрета всего до 3000 K. Не приходится сомневаться, что белые карлики в изобилии имеются и в других галактиках. Согласно данным звездной статистики, свыше 95 % ныне активных звезд закончат жизнь именно как белые карлики.

Для точной идентификации белого карлика нужно тщательно промерить его спектр, что стало понятным еще при изучении тройки классических белых карликов. Первая серия таких наблюдений в постклассическую (если это определение здесь уместно) эпоху была выполнена в 1930-е гг. Койпером. В 1941 г. он опубликовал список из 38 белых карликов, утвержденных в этом статусе с помощью спектрографических наблюдений. Девять из них были ранее предложены Люйтеном из его подборки звезд с заметными собственными движениями в качестве кандидатов, прочие были отобраны по другим критериям. На основании своих наблюдений Койпер провел и первую, еще очень приблизительную, классификацию спектров белых карликов, которые, по его собственным словам, «демонстрировали лишь отдаленное сходство со спектрами обычных звезд». Другую подобную номенклатуру в 1945 г. предложил Люйтен, по-прежнему продолжавший интересоваться белыми карликами.

В 1949 г. в астрономии произошло воистину великое событие. В калифорнийской обсерватории Маунт-Паломар неподалеку от Сан-Диего приступил к работе крупнейший в мире (и надолго оставшийся таковым!) телескоп с пятиметровым зеркалом, названный в честь Дж. Э. Хейла. Право первых наблюдений на этом инструменте получили сотрудники Калифорнийского технологического института и Смитсоновского института. Многолетний и весьма авторитетный сотрудник Йеркской обсерватории астрофизик Джесси Гринстайн, который как раз тогда стал первым профессором астрономии Калтеха, воспользовался этой возможностью для спектрального анализа излучения кандидатов в белые карлики. Такие звезды тогда уже считали на тысячи, но до выявления спектральных особенностей они оставались в подвешенном статусе. Гринстайн изучил спектрограммы более 500 тусклых звезд, многие из которых оказались белыми карликами. К слову, он же создал в Калтехе радиоастрономическую группу, а позднее приложил немалые усилия для организации Национальной радиоастрономической обсерватории в штате Вирджиния.

7. Вся сила в спектрах.

Пока еще ничего не было сказано об особой природе вещества белых карликов, лишь о его чрезвычайно высокой плотности по сравнению с веществом звезд главной последовательности. Разумеется, в дальнейшем мы поговорим о ней во всех деталях. Однако я отмечал, что каждый карлик окружен тонкой газовой оболочкой, нагретой до тысяч или десятков тысяч кельвинов. В этих оболочках, то есть в атмосферах белых карликов, нет ничего экзотического, это просто очень горячий и потому ионизированный газ, который ничем принципиально не отличается от газа солнечной атмосферы.

Астрономы получают информацию об атмосферах белых карликов теми же методами, что и о звездных атмосферах, — с помощью спектрального анализа. Его общие принципы были установлены еще во второй половине ХIХ в., а позднее многократно уточнялись, особенно после появления квантовой механики атомов и квантовой теории излучения.

Очень кратко дело обстоит так. Наблюдаемые спектры звезд возникают благодаря процессам, протекающим в их атмосферах. Излучение звездной поверхности практически не отличается от излучения абсолютно черного тела с его гладким спектром, который описывается знаменитой формулой Планка. Согласно формуле Планка, интенсивность излучения на данной частоте зависит только от температуры. Это означает, что сравнение спектра поверхности звезды с планковским спектром позволяет определить температуру этой поверхности. В астрономии такую температуру называют эффективной, чтобы подчеркнуть: спектр звезды похож на планковский, но все-таки не совпадает с ним. Проходя через атмосферу звезды, излучение значительно ослабляется на некоторых выделенных частотах, соответствующих переходам между энергетическими уровнями электронных оболочек атомов или молекул, присутствующих в атмосфере. Так на спектрограмме появляются участки со сниженной интенсивностью излучения, называемые линиями поглощения. Зная расположение и характер этих линий, можно определить химический состав звездной атмосферы.

Чтобы этот механизм был полностью ясен, копнем поглубже. Предположим, что светящуюся поверхность звезды, фотосферу, покинул фотон чернотельного спектра, летящий, для простоты, вертикально вверх. Если его энергия (равная частоте, помноженной на постоянную Планка) не совпадает ни с одной из энергий возбуждения электронных оболочек находящихся в атмосфере атомов или ионов, этот фотон без помех вылетит в окружающее пространство. В противном случае какой-нибудь атом может захватить этот фотон, и один из его электронов перейдет с нижележащего энергетического уровня на вышележащий. Однако надолго он там не задержится. Почти мгновенно (по порядку величины, через одну стомиллионную долю секунды) этот электрон вернется в прежнее состояние, испустивши квант той же частоты. Однако новорожденный фотон уйдет в произвольном направлении и вполне может вернуться в фотосферу и там поглотиться. В результате некоторые фотоны с частотами, соответствующими энергиям переходов, не смогут выйти за пределы звездной атмосферы. Из-за этого внешний наблюдатель увидит на спектрограмме участки с падениями интенсивности излучения на определенных длинах волн. Идеально гладкий спектр чернотельного излучения становится ломаным и испещряется многочисленными провалами.

Исследования спектров белых карликов в полную силу развернулись в середине прошлого века. К 1950 г. стало известно, что газовые оболочки белых карликов чаще всего состоят из чистого водорода и значительно реже — из гелия. Вскоре были найдены очень незначительные примеси элементов тяжелее гелия, которые по традиции астрономы называют металлами. Прежде всего это углерод и кислород, а также ряд более тяжелых элементов. Как сказано в главе 3, углерод и кислород присутствуют в ядрах большинства белых карликов и попадают в их атмосферы путем диффузии из нижележащих слоев. Этим же механизмом можно объяснить и присутствие магния и неона. Более тяжелые элементы должны оседать в ядра белых карликов, а в их атмосферы они приходят из окружающего пространства как космическое загрязнение. Согласно самой распространенной гипотезе, их главным источником служат мигрирующие в космосе планетезимали, твердые тела небольших размеров, падающие на белый карлик и испаряющиеся в его атмосфере. Их несгоревшие пылевые остатки под действием тяготения могут оказаться на поверхности карлика и даже, что не исключено, диффундировать несколько глубже.

Для упорядочивания информации о спектрах белых карликов было разработано несколько классификационных систем. Схема, которая применяется сегодня, была вчерне предложена в 1979 г. и опубликована в 1983 г.[11] Она включает шесть классов, которые приведены ниже в соответствии с их современными определениями:

• DA. Доминируют линии поглощения бальмеровской серии водорода.

• DB. Видны линии неионизированных атомов гелия; нет линий водорода.

• DO. В спектре доминируют линии однократно ионизированных атомов гелия; кроме того, возможны признаки атомарного или молекулярного гелия, кислорода и углерода.

• DQ. Линии атомарного или молекулярного углерода в разных участках спектра.

• DZ. В спектре представлены металлы, но нет ни водорода, ни гелия.

• DC. Сплошной спектр с возможным наложением редких и неглубоких линий поглощения различных элементов.

Некоторые белые карлики имеют более сложные спектры, требующие использования дополнительных подклассов — но это уже детали.

Эта классификационная система, если так можно выразиться, легко читаема. Класс DA объединяет белые карлики, чьи спектры демонстрируют только линии второй (бальмеровской) серии водорода. Это самое многочисленное семейство — его доля в популяции этих звезд в нашей Галактике составляет порядка 80 %. Их температуры варьируют в очень широком диапазоне — от 5000 до 80 000 K. Белые карлики класса DB, в чьих спектрах доминирует атомарный гелий, в среднем похолоднее, верхний предел их температур не превышает 25 000–30 000 K. Класс DO объединяет самые горячие белые карлики с температурами в диапазоне от 45 000 до 100 000 K. В класс DZ, напротив, включены белые карлики, чьи спектры не содержат ни признаков водорода, ни признаков гелия, однако демонстрируют присутствие углерода и более тяжелых элементов — магния, кальция и даже железа. Например, Сириус В и 40 Эридана B являются типичными представителями класса DA. Напротив, излучение белого карлика, открытого ван Мааненом, свидетельствует о наличии кальция в его внешней оболочке — это спектральный класс DZ. Следует отметить, что белые карлики классов DA, DB и DO, чьи атмосферы содержат линии поглощения водорода или гелия, абсолютно превалируют в количественном отношении.

Посмотрим теперь на белые карлики класса DZ, чьи спектры не содержат линий поглощения водорода и гелия. Это вовсе не означает, что этих элементов там вообще нет — дело совершенно в другом. Карлики класса DZ просто успели довольно сильно остыть после рождения. Поэтому их фотосферы излучают сравнительно низкоэнергетичные фотоны, которые не возбуждают нейтральные атомы водорода и гелия и потому беспрепятственно проходят сквозь атмосферу белого карлика. Однако энергии этих фотонов хватает для возбуждения атомов элементов тяжелее гелия, чьи линии и присутствуют в спектрах. К классу DC относятся столь же слабо нагретые (иными словами, успевшие сильно остыть) белые карлики, чьи атмосферы содержат водород и/или гелий, но лишены даже следовых количеств металлов. Излучение фотосферы такого белого карлика проходит сквозь газовую оболочку, не рассеиваясь на ее атомах, и потому обладает непрерывным или почти непрерывным спектром.

Однако даже в астрономии нет правил без исключений. В начале 2010-х гг. в созвездии Малой Медведицы был идентифицирован необычный белый карлик H 1504+65 с эффективной температурой поверхности выше 200 000 K. Несколько лет его считали абсолютным рекордсменом по степени нагрева, и лишь в 2015 г. он уступил место белому карлику, нагретому до четверти миллиона кельвинов. Его спектры свидетельствуют о наличии в атмосфере углерода, кислорода и неона, однако там нет линий поглощения водорода и гелия.

Как это объяснить, учитывая сверхвысокую температуру H 1504+65? Присутствие неона означает, что это светило представляет собой конечный этап эволюции звезды, чья начальная масса была близка к верхнему пределу масс звезд, способных дать начало белым карликам. Можно предположить, что его возникновение сопровождалось столь сильными пульсациями звезды-предшественницы, что привело к полному разрушению газовой оболочки из легких элементов. Однако она может вновь появиться, причем довольно скоро. Если водород и гелий все еще сохранились в недрах карлика, то по мере его остывания они, скорее всего, будут диффундировать к поверхности и накапливаться в атмосфере.

Спектрограммы белых карликов (как и любых звезд) обретают смысл в контексте теоретических моделей звездной эволюции и динамики звездных атмосфер. Они содержат информацию, позволяющую вычислить эффективную температуру белого карлика, его радиус, массу, химический состав атмосферы и силу тяготения на поверхности. Вряд ли стоит уточнять, что вот уже более полувека такие вычисления производятся с помощью компьютерных программ, которые постоянно усложняются и совершенствуются.

Информационный потенциал спектрального анализа нетрудно объяснить. Форма спектра звезды прежде всего определяется эффективной температурой ее поверхности. Чем горячее звезда, тем сильнее ее излучение сдвинуто в область коротких длин волн (или, что то же самое, высоких частот). Спектр содержит темные линии, которые свидетельствуют о том, что на определенных частотах излучение поглощается атомами, присутствующими в звездной атмосфере. Форма профилей этих линий у белых карликов зависит (среди прочего) от тяготения на поверхности звезды, которое замедляет течение времени и тем самым уменьшает частоту испускаемых фотонов — это так называемый эффект гравитационного красного смещения. Поскольку тяготение определяется массой карлика, промеры ширины этих линий дают возможность ее вычислить. И наконец, поскольку электронные оболочки атомов поглощают электромагнитные волны лишь на определенных частотах, надежно установленных лабораторными измерениями, анализ спектрограмм позволяет судить и о химическом составе звездной атмосферы.

Конечно, эту информацию нужно получить и обработать. Сегодня в распоряжении астрономов имеются высокочувствительные детекторы излучения, оснащенные мегапиксельными матрицами с зарядовой связью. Уже пару десятилетий назад астрономические приборы позволяли определять эффективные температуры большинства белых карликов с точностью порядка 1 %. Такова же по порядку величины и средняя точность измерения остальных физических характеристик белых карликов.

Спектры белых карликов сильно отличаются от спектров звезд главной последовательности как общей формой, так и наборами и шириной линий поглощения. Отличий много, и перечислять их все, наверное, не имеет смысла. Ограничусь единственным примером. Вспомним, что у белых карликов класса DA в спектрах присутствуют лишь линии водорода. У самых горячих звезд главной последовательности класса О с эффективной температурой поверхности 25 000–100 000 K, напротив, линий водорода нет или очень мало, но есть линии гелия, углерода, азота, кислорода и кремния. В спектре фотосферы Солнца наблюдаются десятки тысяч линий поглощения великого множества элементов (а в некоторых местах, где температура ниже, например в солнечных пятнах, регистрируется даже наличие термоустойчивых многоатомных молекул).

8. Пульсации и магнетизм.

Без малого 400 лет (точнее, с 1638 г.) известно, что некоторые нормальные звезды периодически меняют блеск. Для этого есть разные причины; в частности, звезда может периодически раздуваться и сжиматься — иначе говоря, пульсировать. Известно несколько типов таких звезд, объединенных общим названием «пульсаторы». Около полувека назад были обнаружены и пульсирующие белые карлики.

Как нередко бывает, произошло это почти случайно. В середине 1960-х гг. астроном из Луизианского университета Арло Ландолт проводил в Национальной обсерватории Китт-Пик в штате Аризона фотометрические наблюдения блеска нескольких тусклых звезд с переменной светимостью. Для пущей надежности (чтобы меньше мешали колебания оптической плотности атмосферы) он сравнивал свет наблюдаемой звезды со светом ее соседки на небесной сфере, чью светимость считали постоянной. Полученные результаты почти всегда соответствовали ожиданиям, однако для одной звезды они оказались совершенно нелепыми. Ландолт принялся доискиваться до причин аномалии и вскоре обнаружил, что выбранная для контроля звезда-соседка периодически меняет блеск.

Эта незадача не имела бы никакого значения, не окажись эта звездочка белым карликом. Конечно, таким выгоревшим звездам положено было тускнеть из-за постепенного охлаждения. Однако никто не сомневался, что они, как показал еще Местел, остывают чрезвычайно медленно и потому сохраняют практически неизменный блеск на протяжении миллионов лет. Поэтому никак не ожидалось, что их видимая яркость может столь заметно варьировать. Эти вариации разумно объяснялись лишь пульсациями белого карлика.

Но главная проблема заключалась в другом. Некоторые теоретические модели белых карликов допускали слабые пульсации, но с очень малыми периодами порядка нескольких секунд (или, самое большее, десяти-двадцати секунд). Период колебаний яркости белого карлика Haro-Luyten Taurus 76, который наблюдал Ландолт, составлял целых 750 секунд, то есть 12,5 минут. Поэтому статья Ландолта «Новая короткопериодическая голубая переменная звезда»[12] с описанием результатов его наблюдений стала настоящей сенсацией.

Но интрига на этом не закончилась. Замеченные Ландолтом изменения блеска приблизительно соответствовали синусоиде. В 1971 г. Барри Ласкер и Джеймс Хессер обнаружили белый карлик R548, чья световая кривая демонстрировала не синусоидальные колебания, а биения между двумя модами с периодами 213 и 274 с. Кстати, ранее этот карлик был внесен в каталог переменных звезд, но в качестве обычной звезды. Через несколько лет более точные наблюдения показали, что его излучение имеет и дополнительные иррегулярности. В общем, к середине 1970-х гг. стало ясно, что белые карлики могут пульсировать, да еще весьма экзотическим образом. В дальнейшем число открытых пульсаторов этого типа стало быстро расти и к началу ХХI в. достигло примерно сотни.

Тайна пульсирующих белых карликов была настолько интересной, что не могла не привлечь внимания множества астрономов. Сейчас она в общих чертах раскрыта, хотя многие детали еще предстоит прояснить. Изменения блеска белых карликов возникают благодаря колебательным процессам, которые изменяют и плотность, и температуру, и степень ионизации вещества белого карлика вблизи или не слишком далеко от его поверхности. Они не похожи на звуковые колебания и, скорее, напоминают волны на поверхности воды. Своим возникновением они обязаны не вариациям давления звездного вещества, а изменениям его плавучести в поле тяготения внутренних слоев звезды. Они не обладают радиальной симметрией и поэтому неодинаково распространяются по разным направлениям. Как легко предположить, известно несколько групп белых карликов (в настоящее время — шесть), для каждой из которых характерен свой тип таких волновых процессов. Эти волны всегда вызывают смещения атмосферы карлика и осцилляции ее температуры, которые и влекут за собой изменения блеска.

В нашем веке астрономы уделяют огромное внимание пульсирующим белым карликам, которые уже перестали выглядеть чем-то экстравагантным — напротив, оказались вполне типичными. Сейчас известно, что большинство этих звезд, за исключением лишь сильно намагниченных, в течение своего долгого жизненного пути хотя бы однажды проходят через стадию пульсаций. Например, карлики класса DA начинают пульсировать, когда температура их поверхности опускается до 13 000 K. При этой температуре протоны, присутствующие в зоне частичной ионизации водорода, могут присоединять электроны и превращаться в нейтральные атомы. Этот процесс изменяет тепловой баланс внутри белого карлика и запускает механизм пульсаций. Они продолжаются несколько сотен миллионов лет, пока поверхность не охладится еще на пару тысяч градусов — до 11 000 K. Сириус В, который относится как раз к этому классу, войдет в пульсационную стадию приблизительно через 1 млрд лет.

Это самый распространенный, но не единственный механизм запуска пульсаций белых карликов. В начале 1980-х гг. американский астроном Дон Вингет и его коллеги показали, что зародыши пульсаций могут появиться и в зоне частичной ионизации гелия. Ионы этого элемента начинают присоединять электроны при более высоких температурах, поэтому пульсации такого рода возникают в белых карликах задолго до остывания до 13 000 K. Уже через год эти же астрономы подтвердили свое предсказание, обнаружив белый карлик с гелиевой атмосферой (то есть карлик класса DB), пребывающий в стадии пульсаций[13]. При эффективной температуре 27 000 K он оказался вдвое горячее типичных водородных белых карликов-пульсаторов. Так что знаменитое изречение о том, что нет ничего практичнее хорошей теории, в данном случае быстро подтвердилось.

Наблюдения пульсаций белых карликов и сравнение результатов с модельными симуляциями позволяет получить уникальную информацию об их строении и скорости вращения. Например, полученная информация дает возможность вычислить процентное содержание кислорода и углерода в ядрах белых карликов. Этот раздел звездной астрономии, получивший название астросейсмологии, в наши дни развивается очень активно. Разумеется, таким методом изучают и другие звезды, в том числе и Солнце (и тогда он называется гелиосейсмологией). Полноты ради стоит отметить, что вертикальные колебания солнечной поверхности, типичные периоды которых составляют несколько минут, а типичные скорости — примерно 1 км/с, были открыты еще в начале 1960-х гг.

Осталось сказать несколько слов о магнитных свойствах белых карликов. Выявить и оценить магнитное поле любой звезды в принципе нетрудно, поскольку оно поляризует ее излучение и ведет к расщеплению спектральных линий. Конечно, здесь много технических сложностей, но они преодолимы. Сейчас установлено, что магнитные поля белых карликов далеко не одинаковы по силе. Их типичный диапазон простирается от десятков килогауссов до пятисот — а возможно, даже тысячи мегагауссов (для сравнения, среднее магнитное поле Солнца составляет один гаусс, хотя в активных зонах солнечных пятен доходит до нескольких тысяч). Температуры замагниченных белых карликов и карликов с очень малыми магнитными полями лежат в одном и том же диапазоне. Напротив, средняя масса магнитных белых карликов в полтора раза больше, чем немагнитных, — 93 % солнечной массы против 60 %. Скорее всего, причина в том, что магнитные белые карлики являются потомками более массивных звезд.

Гигантские масштабы магнитных полей белых карликов вполне понятны. Их предшественники — звезды с достаточно сильными (конечно, для этих звезд) магнитными полями. При сжатии силовые линии магнитного поля звезды оказываются вморожены (вполне профессиональный термин) во внутризвездную плазму. Это ведет к сохранению магнитного потока, который пропорционален произведению силы магнитного поля на квадрат звездного радиуса. Следовательно, если радиус карлика в сто раз меньше радиуса материнской звезды, напряженность магнитного поля для сохранения магнитного потока должна возрасти в 10 000 раз. Поэтому, если поле звезды-родительницы составляло, скажем, 200 гауссов (в сотню раз больше, чем в фотосфере Солнца), магнитное поле на поверхности белого карлика будет равно двум мегагауссам. Нередкая намагниченность звезды-предшественницы в 25 килогауссов у карлика обернется полем в 250 мегагауссов. Как говорится, не слабо! Впрочем, это самый типичный сценарий, есть и более экстравагантные. Стоит отметить, что полями в сотни мегагауссов располагают приблизительно 10 % белых карликов.

Белые карлики с сильными магнитными полями весьма заметно поляризуют собственное излучение. В общем случае такая поляризация оказывается эллиптической и при астрономических наблюдениях без проблем поддается измерению. Полученные данные служат хорошим средством оценки напряженности магнитного поля в окрестности белого карлика.

9. Белые карлики и фундаментальная физика.

Читатель, наверное, уже осознал (во всяком случае, я сильно для этого постарался), насколько интересно изучать белые карлики, чтобы понять их природу и физические особенности. Однако эти звезды могут также стать лабораториями для погружения в мир элементарных частиц. Оказывается, что в этом плане весьма перспективна именно сейсмология белых карликов. Например, не исключено (хотя пока и не доказано), что она позволит оценить верхний предел массы аксионов, гипотетических сверхлегких частиц, которые ищут, но не могут найти с начала 1990-х гг.

Что это за частицы и кто их заказал? Изначально они были изобретены теоретиками вне какой-либо связи с астрофизикой и космологией. История эта довольно любопытна. Аксионы появились как следствие гипотезы, предложенной в 1977 г. физиками из Стэнфордского университета Роберто Печчеи и Хелен Квинн. Они пытались разрешить довольно неприятную проблему современной теории сильных ядерных взаимодействий — квантовой хромодинамики. В ее основное уравнение заложена возможность нарушения CP-симметрии (комбинированной четностью). Эта симметрия осуществляет зеркальное отражение и одновременно заменяет частицы античастицами. Конкретно — в этом уравнении имеется член, связанный с топологическими конфигурациями глюонного поля, который и предписывает такое нарушение. Масштаб нарушения задается вводимым в теорию углом θ, причем комбинированная четность соблюдается лишь при его нулевом значении.

Несохранение комбинированной четности должно привести к появлению у нейтрона большого дипольного электрического момента, который, однако, вообще не наблюдается в эксперименте. Печчеи и Квинн предложили красивую модель, снимающую это противоречие. В их модели угол θ оказывается динамической переменной, имеющей неодинаковые значения в различных точках пространства. Однако в низкоэнергетическом пределе он стремится к постоянному минимальному значению, что и ведет к сохранению СР-симметрии.

Это было только началом. Как вскоре независимо показали будущие лауреаты Нобелевской премии Стивен Вайнберг и Фрэнк Вильчек, вблизи своего минимума угол θ неизбежно осциллирует. Эти осцилляции проявляют себя рождением чрезвычайно легких стабильных частиц с нулевым спином. Они не несут электрического заряда, однако могут рассеиваться на виртуальных фотонах, сопутствующих магнитным полям. Более того, в сильном магнитном поле такая частица может превратиться в реальный фотон. Это и есть аксионы.

Аксионы должны быть намного легче нейтрино — согласно теоретическим оценкам, их массы измеряются всего миллионными долями электронвольта. Согласно ряду космологических моделей, аксионы могли в изобилии появиться через 0,00001 с после Большого взрыва. Их предполагаемое количество было столь велико, что сверхлегкие аксионы внесли весьма ощутимый вклад в общую массу Вселенной. Поэтому космологи считают, что аксионы могут быть вполне приемлемыми претендентами на роль частиц темной материи.

Если кто не знает или не помнит, что это такое, вот краткая информация. Гипотетические частицы этой загадочной материи пришли в астрономию из космологии. Примерно полвека назад стало понятно, что наша Вселенная обладает плоской или почти плоской геометрией. Отсюда следовало, что средняя плотность ее вещества не должна особенно отличаться от 10^–29 г/см³ (этот вывод элементарно следует из модели изотропной и однородной Вселенной, развитой в 1920-е гг. российским математиком Александром Фридманом и бельгийским космологом Жоржем Анри Леметром). Однако все имеющиеся данные наблюдательной астрономии показывали, что известного науке вещества для этого не хватает. Чтобы выйти из этого затруднения, была использована гипотеза темной материи, которую вне связи с космологией в 1933 г. предложил замечательный американский астроном швейцарского происхождения Фриц Цвикки. Согласно этой гипотезе, в космическом пространстве рассеяны несветящиеся массивные объекты, которые и восполняют наблюдаемый дефицит вещества. Эти объекты Цвикки вполне логично назвал темной материей.

Природа гипотетической темной материи с самого начала вызывала споры. Ее объясняли по-разному, но всегда безуспешно. В 1978 г. американский астрофизик Джеймс Ганн и его соавторы предположили, что от Большого взрыва могли остаться массивные стабильные частицы небарионной природы, которые и составляют темную материю. Подобно нейтрино, они электрически нейтральны и, следовательно, не могут излучать и поглощать фотоны — в противном случае их бы легко обнаружили. Через шесть лет было показано, что скопления подобных частиц могут формировать гравитационные колодцы, которые способствуют образованию галактик и контролируют скорости периферийных звезд в этих галактиках. Эти частицы из-за большой массы уже на стадии рождения первых галактик (а фактически гораздо раньше) обязаны двигаться гораздо медленней света. Поэтому их называют холодными — в отличие от «горячих» нейтрино, движущихся почти со скоростью света. Так к середине 1980-х гг. возникла концепция холодной темной материи, доминирующая до сегодняшнего дня.

С тех пор прошло 35 лет — срок немалый, и теоретики придумали множество версий частиц темной материи (не только холодной). В частности, есть основания считать, что темная материя может состоять из аксионов. Как ни странно, эти сверхлегкие частицы, если они существуют, должны двигаться с нерелятивистскими скоростями — то есть это «холодная» темная материя. Для поиска различных кандидатов в частицы темной материи, в том числе и аксионов, экспериментаторы сконструировали и опробовали множество детекторов. Однако воз и ныне там. Темную материю десятилетия ищут на различных установках во многих странах, но пока безуспешно.

Причем же здесь затухающие звезды? Дело в том, что имеющиеся данные по осциллирующим белым карликам дают слабое (но все же реальное!) указание на возможность физического взаимодействия аксионов с электронами. Если это так, то порожденное аксионами электромагнитное излучение должно влиять на скорость остывания белых карликов, и этот эффект можно отследить по изменениям их кривых блеска. Детальный анализ отклонений наблюдаемой светимости белых карликов от результатов модельных вычислений темпов их охлаждения, начатых в свое время еще Местелом, также указывает на такую возможность. Это очень интересное направление исследований, которое еще раз демонстрирует неразрывность глубинных интересов астрофизики и физики элементарных частиц.

Но это далеко не все. Сейсмология белых карликов может также дать информацию о дипольном магнитном моменте нейтрино. Согласно Стандартной модели элементарных частиц, он равен нулю, однако, как допускают многие теоретики, в реальности может иметь ненулевое значение. Наконец, не исключено, что анализ пульсаций белых карликов позволит ответить на вопрос, не изменяется ли во времени и пространстве гравитационная постоянная, которая в эйнштейновской ОТО считается абсолютной константой. Вот как много можно получить (или хотя бы надеяться получить) от этих догорающих «звездных останков»!

10. Вырождение в физическом смысле.

До сих пор речь шла о феноменологии белых карликов. Но возникает естественный вопрос — чем объяснить столь высокую плотность их вещества? Интересно, что в общих чертах ответ был найден, когда группа известных белых карликов ограничивалась одной лишь классической триадой.

Первую математическую модель белого карлика построил английский физик Ральф Фаулер. Однако исторической полноты ради начать надо не с него. Во второй половине ХIХ в. американский инженер Джонатан Гомер Лейн, профессор механики Политехнического университета в Аахене Август Риттер и великий британский физик-универсал Уильям Томсон, более известный как лорд Кельвин, разработали весьма продвинутые для своего времени математические модели Солнца и звезд, основанные на классической термодинамике и физике газов. Детальный рассказ об этой теории заводит нас слишком далеко в историю астрономии, но одну вещь нельзя не упомянуть. Все трое исходили из предположения, что давление в любой точке внутри звезды пропорционально локальной плотности ее вещества, возведенной в некоторую степень. Эта зависимость называется политропным уравнением состояния вещества. Например, для идеального газа (вспомним школьную физику) давление при изотермических процессах (то есть при постоянной температуре) пропорционально плотности, поэтому показатель степени в данном случае равен единице; если процесс адиабатический — он больше единицы (5/3 для одноатомного газа). Несмотря на то что эти модели значительно упрощали реальную ситуацию, они позволяли воспроизвести в теории целый ряд реальных особенностей поведения звездной материи.

В качестве примера стоит привести очень нетривиальную для своего времени модель возникновения Солнца (а фактически и любых звезд) из газовых сгущений, которую в 1869–1870 гг. предложил Лейн. Он рассматривал сферическое облако идеального газа, свободно парящее в космическом пространстве. Когда под действием взаимного притяжения частицы газа стягиваются к центру облака, их потенциальная энергия уменьшается (подобно уменьшению потенциальной энергии тела, падающего на землю). Коль скоро полная энергия газа должна сохраниться, средняя скорость хаотического движения его частиц возрастает — и, следовательно, температура газа увеличивается. Лейн показал, что коллапсирующее облако может выбросить в пространство часть своей энергии в виде теплового излучения, но при определенных условиях все равно продолжит стабильно нагреваться. Описывая эти процессы с помощью дифференциальных уравнений, Лейн исходил из того, что состояние газа можно смоделировать посредством степенной зависимости давления от плотности. В своих вычислениях он испробовал политропы с показателями 5/3 и 1,4.

Из теории Лейна следует, что сильнее всего температура повышается в центре газового сгустка. Фактически на ее основе можно показать (правда, сам Лейн этого не сделал), что температура в центре Солнца должна измеряться миллионами кельвинов. Получается, что изначально холодное скопление газа может стянуться и разогреться столь сильно, что превратится в звезду. Ее сияние в модели Лейна обеспечивается продолжающимся стягиванием к центру и потерей потенциальной энергии тяготения, которая и служит единственным источником энергии излучения.

Лейн пошел дальше. Он понял (или догадался), что при очень высокой температуре и плотности центральной области звезды вещество перестанет подчиняться простым газовым законам — а другие тогда не были известны. Поэтому он вполне логично предположил, что по мере такой трансформации оно будет все сильнее сопротивляться стягивающему действию тяготения. В результате гравитационный коллапс замедлится (или прекратится вовсе), компенсация уносимой излучением энергии уменьшится (или полностью занулится), звезда начнет остывать и в конце концов превратится в небольшое (а потому очень плотное), холодное и темное космическое тело.

Такова в общих чертах суть предложенной Лейном теории непрерывной эволюции газовых звезд — по сути, первой во всей истории наук о Вселенной (позднее сходные идеи развивал Риттер, который посвятил этой теме 18 статей). В Европе ее заметили лишь в 1880-е гг., после того как на нее неоднократно с большим уважением ссылался Томсон, получивший в 1892 г. титул барона Кельвина. На протяжении нескольких десятилетий эта теория оказывала немалое воздействие на развитие теоретической астрофизики. Новизна подхода Лейна и Риттера видна уже из того, что, каким бы странным это ни казалось сейчас, в те времена астрономы еще не имели данных, позволявших утверждать, что звездное вещество пребывает в газообразном состоянии. Идея Лейна о гравитационном разогреве сгущающихся газовых облаков как прелюдии к образованию звезд в общих чертах сохранила силу и сегодня. Разумеется, он не мог не только предполагать, но даже фантазировать, что рождение звезды обусловлено поджогом термоядерного горения водорода, которое и подпитывает ее излучение. Астрофизика дошла до такого понимания лишь в конце 1930-х гг., почти через шесть десятков лет — а это очень долгий срок. Так что восхитимся глубиной прозрения Лейна и не будем смеяться над его ошибками. И не забудем, что единственная статья по теории звезд[14] принесла ему членство в Национальной академии наук США, которое он обрел в апреле 1872 г., а потомки назвали в его честь один из кратеров на обратной стороне Луны.

В 1916–1918 гг. теорией звездных структур вплотную занялся профессор астрономии и натуральной философии Кембриджского университета и директор университетской обсерватории Артур Стэнли Эддингтон (чье имя в 1919 г. прогремело на весь мир в связи с наблюдением изгибания звездных лучей в поле тяготения Солнца, предписанного ОТО). Эддингтон существенно улучшил старые политропные модели, построив общую теорию стабильных звезд. Она учитывала световое давление и ряд факторов, не известных в ХIХ в. Он также пришел к совершенно правильному заключению, что источник внутренней энергии звезды должен находиться в ее центре, хотя природа этого источника, конечно же, не была еще изучена. Эддингтон разрабатывал свою теорию и в последующие годы. В окончательном виде он изложил ее в фундаментальной монографии The Internal Constitution of the Stars[15], вышедшей в свет в 1926 г. В частности, он показал, что при температурах звездных недр атомы лишаются всех или почти всех электронов и превращаются в положительные ионы, омываемые электронным морем.

Эти выводы позволили Эддингтону обосновать свое главное допущение о природе звездного вещества, которое он считал газообразным. Однако к тому времени стало известно, что его плотность в центральных зонах нормальных звезд как минимум в разы превышает плотность свинца. Эддингтон решил эту проблему очень элегантно. Если атомы целиком или почти целиком лишены электронных оболочек, их геометрические размеры многократно уменьшаются по сравнению с нейтральными атомами. Отсюда следует, что атомная (точнее, ионная) компонента звездного вещества достаточно разрежена, чтобы ее можно было счесть за классический газ. Именно ее он рассмотрел в качестве одного из двух источников внутризвездного давления, оставив в силе классическую формулу: давление идеального газа пропорционально произведению его плотности на температуру. Вторым источником в его теории служит давление света, пропорциональное (согласно закону Стефана — Больцмана) температуре в четвертой степени.

А дальше заработала математика. Элементарные алгебраические преобразования позволили Эддингтону убрать из формулы суммарного давления температуру в явном виде и получить уравнение состояния вещества в центре звезды в виде политропы с показателем степени 4/3. Правда, в это уравнение вошел коэффициент, равный отношению газовой компоненты давления к сумме обеих компонент, газовой и световой (так что при нулевом световом давлении он равен единице, а при 100 %-ном доминировании светового давления стремится к нулю). Это отношение зависит и от температуры, которая, следовательно, присутствует в уравнении Эддингтона в неявном виде. Поэтому, как отмечал сам Эддингтон, найденное им значение показателя степени в уравнении политропы будет верным, лишь если коэффициент поглощения света не зависит от температуры. Обосновать это допущение он не смог, однако счел его приемлемым — во всяком случае в первом приближении (точнее, Эддингтон полагал, что возможные отклонения от значения 4/3 не особенно сказываются на результатах вычислений). Электроны в его модели никакого давления не оказывают по причине крайней малости массы по сравнению с массой ионов.

Теория Эддингтона позволяла прийти к очень любопытному выводу. Из нее следовало, что при увеличении массы звезды давление вещества растет недостаточно быстро, чтобы постоянно противостоять гравитационному сжатию. Это наводило на мысль, что массы звезд ограничены сверху некой предельной величиной. Правда, найти ее численное значение на основе этой теории было невозможно — в частности, потому, что вышеупомянутый коэффициент (то есть отношение давления газа к полному давлению) в ней не вычислялся. Однако на качественном уровне вывод выглядел вполне правдоподобным.

Эддингтон был слишком хорошим астрофизиком, чтобы не усомниться в применимости своей модели к веществу белых карликов. Да и немудрено — при гигантской плотности эти звезды существовали и были вполне стабильны. В том же 1926 г. Эддингтон прочел серию популярных лекций в лондонском Королевском колледже, которые вошли в его очень популярную книгу для широкой публики «Звезды и атомы»[16]. В одной из лекций он упомянул о плотности вещества спутника Сириуса, которая, как он выразился, в 2000 раз больше плотности платины. Указав, что в данный момент невозможно теоретическим путем вывести свойства этого вещества, Эддингтон отметил, что оно вряд ли может быть идеальным газом.

Теория Эддингтона полностью базировалась на классической физике (напомню, что световое давление элементарно выводится из уравнений Максвелла). По его собственному признанию, для белых карликов классическая физика, скорее всего, просто не работает. Нужны были новые идеи, и они не замедлили появиться. «Устройство» этих странных звезд объяснил коллега Эддингтона по Кембриджскому университету Ральф Фаулер. Он показал, что способность белого карлика к сверхплотной упаковке вещества объясняется не ионной, а электронной компонентой, конкретно — давлением электронного газа. Новизна его подхода состояла в том, что этот газ он рассматривал на основе принципов не классической, а квантовой физики. Свою теорию он изложил в замечательной статье «О плотной материи»[17], которая вполне заслуженно вошла в анналы не только астрономии, но и физики. Сам Эддингтон немедленно признал ее значение, зачитав на сессии Королевского астрономического общества в декабре 1926 г.

Фаулер подошел к проблеме прежде всего как физик. Действуя в этом духе, он впервые вывел уравнение состояния идеального квантового газа, образованного частицами с полуцелым спином (то есть подчиняющихся статистике Ферми — Дирака) и находящегося в состоянии с минимально возможной полной энергией. Сейчас такой газ называют вырожденным, но тогда этот термин еще не появился.

Вырожденный газ, в соответствии с принципом Паули, занимает в импульсном пространстве все значения от нуля до определенной верхней границы, которая определяется лишь его плотностью и не зависит от температуры. Фаулер показал, что давление такого газа не зависит от температуры и равно плотности в степени 5/3, помноженной на некоторую константу. Так что, подобно Эддингтону, он получил политропное уравнение состояния, но с другим показателем степени. Поскольку температура из этого уравнения была полностью исключена, оно позволяло сделать достаточно однозначные выводы о зависимости радиуса звезды от ее массы. К ним мы и перейдем.

Для начала подчеркну, что у Фаулера была вполне четкая прикладная цель. Он считал, что его теория адекватно описывает электронную компоненту вещества белых карликов. Еще Эддингтон пришел к заключению, что в звездных недрах вещество полностью ионизировано. Фаулер понял, что этот вывод справедлив и для сверхплотной материи белых карликов. Поэтому он, как ранее Эддингтон, предположил, что внутри белого карлика все электроны покинули атомные орбиты и слились в электронный газ, смешанный с газом атомных ядер. Сейчас такое состояние вещества называют кулоновской плазмой.

В отличие от Эддингтона, Фаулер мыслил квантовыми понятиями. Он постулировал, что вещество белого карлика можно считать смесью двух идеальных газов — классического, состоящего из полностью оголенных атомных ядер, и чисто квантового вырожденного газа обобществленных электронов, подчиняющихся принципу Паули и статистике Ферми — Дирака (другое название — ферми-газ). Стоит отметить, что такое понимание было на самом переднем крае тогдашней физики, поскольку статьи Ферми и Дирака, где была представлена названная их именем статистика частиц с полуцелым спином, вышли в свет в том же 1926 г.!

Может показаться, что модель Фаулера абсолютно нереалистична. Во-первых, квантовая многочастичная система может находиться в состоянии с минимальной энергией лишь при абсолютном нуле температур, в то время как белые карлики — весьма и весьма горячие звезды. Однако все относительно. Верхняя граница энергии абсолютно холодного электронного газа (энергия Ферми) соответствует температуре в 6 млрд K. Температуры ядер типичных белых карликов в среднем не превышают 10–15 млн K, то есть в тысячи раз меньше энергии Ферми. Поэтому электронную компоненту вещества белых карликов можно считать полностью вырожденным квантовым газом. Во-вторых, идеальным газом по определению считается лишь тот, где отсутствует силовое взаимодействие между частицами. Однако электроны и ионы притягиваются и отталкиваются благодаря электрическим зарядам, что вроде бы приводит к противоречию. Но в условиях белого карлика их средняя кинетическая энергия много больше энергии электрического взаимодействия, и именно поэтому оба газа в первом приближении можно считать идеальными.

Предложенная Фаулером модель стала фундаментом для понимания физической природы белых карликов. Ее основное положение отмечено в классификации их спектров: названия всех классов начинаются с буквы D — это указание на то, что электронный газ белого карлика находится в вырожденном состоянии. Модель Фаулера приводит к весьма нетривиальному выводу. Из нее следует, что масса белого карлика, которая почти целиком обеспечивается ионной компонентой, может быть сколь угодно большой. Причина в том, что давление вырожденного электронного газа возрастает с ростом полной плотности вещества белого карлика столь быстро, что способно постоянно противостоять гравитационному сжатию звезды, в основном обусловленному взаимным притяжением ионов. Иначе говоря, сколь ни была бы велика масса звезды, состоящей из атомных ядер и вырожденного электронного газа, ее радиус всегда окажется больше нуля.

11. Вмешательство теории относительности.

Очень скоро теория Фаулера подверглась серьезной коррекции. В 1929 г. астрофизик из Тартусского университета Вильгельм Андерсон показал, что фаулеровская политропа имеет ограниченную применимость. Если масса карлика приблизительно соответствует массе Солнца, то электроны у верхней границы энергий приобретают субсветовые скорости, и для вычисления уравнения состояния необходимо использовать механику специальной теории относительности. Это относится только к электронам, поскольку ионная компонента газа остается по-прежнему нерелятивистской. В предельном случае ультрарелятивистских электронов, чьи скорости мало отличаются от скорости света, давление пропорционально плотности в степени 4/3 (формально — как у Эддингтона, но физика тут совершенно другая). Одновременно с Андерсоном аналогичное уравнение состояния (но с другим численным коэффициентом) вывел лектор Лидского университета Эдмунд Клифтон Стоунер. В результате они пришли к заключению о невозможности стабильного существования звездных ядер, заполненных вырожденным (но теперь уже релятивистским!) электронным газом, если порядок величины их масс близок к массе Солнца[18]. В позднейших публикациях они привели приближенные оценки предельной массы белого карлика (0,69 солнечных масс у Андерсона и 1,12 — у Стоунера).

В своих выкладках Андерсон и Стоунер опирались на ряд упрощающих допущений — так, оба они предполагали, что плотность вещества белого карлика одинакова по всему его объему. Этот дефект вскоре исправил совсем молодой индийский физик, будущий нобелевский лауреат Субраманьян Чандрасекар. Отказавшись от гипотезы о постоянстве плотности, он произвел более адекватный анализ величины верхней границы массы белого карлика. Его путь к открытию был, мягко говоря, нестандартным. Семнадцатилетним студентом Президентского колледжа Мадрасского университета он узнал о статистике Ферми — Дирака из лекций известного немецкого физика Арнольда Зоммерфельда, который в 1928 г. посетил Индию. Вскоре Чандрасекар нашел в университетской библиотеке статью Фаулера и настолько ею заинтересовался, что вступил в переписку с автором. Именно Фаулер и помог Чандрасекару получить место в Кембридже, когда тому по окончании колледжа была выделена аспирантская стипендия от английской администрации Индии. 31 июля 1930 г. Чандрасекар взошел на борт плывущего в Венецию корабля, где и выполнил свою замечательную работу. По прибытии в Кембриджский Тринити-колледж он показал ее Фаулеру. Тот, судя по всему, не смог ее понять и отправил на суд оксфордского астрофизика Артура Милна — с аналогичным результатом. В конце концов Чандрасекар послал свою статью в США, где она и была опубликована[19]. Его вторая статья на эту тему вышла в свет в том же году, но уже в Англии.

Чандрасекар вывел общую формулу предельной массы идеального белого карлика, которая сейчас носит его имя. Правда, в явном виде в его первой статье она не приведена — возможно, в силу краткости текста. Подставив численные значения фигурирующих в ней физических величин, Чандрасекар заключил, что масса белого карлика не может превышать 0,91 массы Солнца.

Модель Чандрасекара (которая впоследствии не раз уточнялась) была в теоретическом контексте своего времени совершенно правильной, однако определенное им значение предельной массы оказалось чересчур низким. Случилось это из-за того, что он пользовался завышенной величиной средней массы звездного вещества, приходящейся на один электрон. Сейчас принято считать, что этот предел составляет приблизительно 1,4 массы Солнца, однако его точная величина зависит от состава белого карлика.

Причину физического явления, описанного Андерсоном, Стоунером и Чандрасекаром, нетрудно объяснить и без формул. Гравитационная энергия звездного ядра в ньютоновском приближении обратно пропорциональна его радиусу, а в ультрарелятивистском пределе такая же зависимость существует и для внутренней энергии. В то же время гравитационный потенциал пропорционален квадрату массы ядра, а внутренняя энергия — самой массе. Поэтому при увеличении массы сила тяготения превалирует, что ведет к гравитационному коллапсу. Поскольку оба вида энергии одинаково зависят от радиуса, этот коллапс не может быть остановлен давлением звездного вещества. Отсюда следует, что он будет продолжаться, пока материя ядра не перейдет в форму с иным уравнением состояния или пока не возникнет гравитационная сингулярность. Конечно, это объяснение представляется очевидным лишь в контексте современного знания, но не с позиций физики и астрофизики 1930-х гг.

Стоит еще раз отметить, что нуклоны (нейтроны и протоны) белых карликов находятся в нерелятивистских состояниях, однако именно они обеспечивают практически всю плотность энергии вещества этих звезд. В то же время электроны (не важно, нерелятивистские или релятивистские) дают почти стопроцентный вклад в его давление. К тому же, если электроны находятся в нерелятивистском состоянии (режим Фаулера!), масса белого карлика оказывается возрастающей функцией плотности вещества в его центре, а радиус, напротив, — убывающей; радиус также убывает и с увеличением полной массы карлика (он обратно пропорционален корню третьей степени из массы). Такая зависимость радиуса от массы является общим свойством звезд, у которых давление вещества обеспечивается вырожденной нерелятивистской материей (в данном случае электронным ферми-газом). Другими словами, увеличение гравитационного притяжения, сопутствующее возрастанию массы, вызывает прогрессирующую компактификацию звезды.

Политропный показатель приближается к 4/3 лишь при условии, что все электроны стали ультрарелятивистскими, поэтому к пределу Чандрасекара можно приблизиться лишь асимптотически. В этом пределе радиус звезды уменьшается до нуля, а плотность становится бесконечной (то есть наступает гравитационный коллапс). Это частный случай общего (математически доказанного) правила, согласно которому звезды с политропным уравнением состояния при показателе степени, меньшем 4/3, никогда не бывают динамически устойчивыми.

Первые теоретические модели белых карликов строились в рамках ньютоновской теории тяготения, которая позволяет наглядно понять механизм появления предельной массы. Рассмотрим семейство уравнений состояния звездного вещества с разными степенями зависимости давления от плотности. Расположим в левом конце ряда модели, где давление незначительно растет с увеличением плотности, а в правом — модели с очень быстрым ростом. Очевидно, что в первом случае неизбежно появление пределов чандрасекаровского типа, поскольку тяготение звездного вещества при увеличении массы звезды рано или поздно справится с противостоящим ему давлением, и звезда начнет необратимо сжиматься. В правом конце ряда получаем другую картину — давление растет быстрее силы тяготения, так что звезда способна сопротивляться гравитационному сжатию при любой массе. Именно такой результат и дают политропные модели: при показателе степени 4/3 массовый предел существует, а при показателе 5/3 он отсутствует.

Переход к ОТО полностью изменяет эту картину. Согласно ОТО, давление искривляет метрику пространства-времени и тем самым увеличивает силу гравитации. Поэтому звезды из правой части ряда обязаны схлопнуться в гравитационный коллапс. Если в ньютоновской системе давление всегда противостоит сжатию звезды, то, по Эйнштейну, для достаточно больших масс давление делает сжатие неизбежным. Поэтому компактная звезда, чье тяготение подчиняется ОТО, всегда имеет верхний предел массы, достигаемый при конечной плотности вещества в ее центре. Конкретное значение предела определяется уравнением состояния, однако само его существование от этого уравнения не зависит.

Коль скоро мы дошли до ОТО, стоит задуматься, в какой мере ее необходимо учитывать при обсчете моделей белых карликов. Короткий ответ: в весьма умеренной. Существует простой критерий, который позволяет определить, насколько существенна ОТО для понимания свойств космического объекта массы M и радиуса R. Для этого нужно вычислить численное значение очень простого выражения GM/Rc², где G — гравитационная постоянная, а с — скорость света. Если эта величина (легко проверить, что она не зависит от выбора системы единиц) лишь немногим больше нуля, можно с успехом пользоваться ньютоновской теорией тяготения (по крайней мере, в первом приближении). Если она, напротив, не меньше сотой, без ОТО не обойтись.

Этот подсчет элементарен — алгебра для седьмого класса. И что получаем? Для Солнца формула дает приблизительно одну миллионную — почти чистый нуль. Поэтому для моделирования свойств нашего дневного светила вполне достаточно ньютоновского закона всемирного тяготения. Эффекты ОТО можно обнаружить в пространстве неподалеку от Солнца — это небольшая поправка к вычисленному на основе ньютоновской небесной механики вековому вращению орбиты Меркурия и отклонению звездных лучей в солнечном поле тяготения. Однако эти эффекты чрезвычайно малы, и, чтобы их заметить, требуются весьма точные наблюдения. Для типичного белого карлика формула дает одну десятитысячную — больше, но все равно немного. Поэтому учет ОТО вносит в моделирование свойств белых карликов весьма скромные поправки. А вот для нейтронных звезд GM/Rc² примерно равно одной десятой, тут царствует и правит эйнштейновская теория тяготения.

Физический смысл этого критерия вполне прозрачен. Рассмотрим пробную частицу с массой m, расположив ее вблизи поверхности звезды, а затем умножим на m числитель и знаменатель нашей формулы. В результате она запишется как отношение GmM/R к mc². Но GmM/R — это ньютоновская потенциальная энергия пробной частицы в поле тяготения звезды, а mc², как всякий знает, есть ее энергия покоя, которая появляется в специальной теории относительности. Если это отношение очень мало, превалирует Ньютон, а если им нельзя пренебречь, лавры первенства переходят к Эйнштейну. Конечно, это демонстрация «на пальцах», но она вполне показательна.

Современные модели белых карликов тоже описывают их вещество как газ (точнее, кулоновскую плазму) из ионов и вырожденных электронов, однако принимают в расчет силовое взаимодействие между частицами (следовательно, газы уже не считаются строго идеальными). Кроме того, эти модели учитывают различия в элементном составе кулоновской плазмы, которая, напомню, может содержать гелий, углерод, кислород и даже магний и неон. Главное их отличие от модели Чандрасекара состоит в том, что у реальных белых карликов предельная масса достигается при конечной плотности. Максимальные массы тех или иных белых карликов, вычисленные на основе этих моделей, тоже (по традиции и из уважения) называется пределом Чандрасекара.

Конечно, есть и другие отличия. Чандрасекар выполнил свою великую работу до того, как Джеймс Чедвик в 1932 г. открыл нейтрон, а Вернер Гейзенберг и Дмитрий Иваненко создали протонно-нейтронную модель атомного ядра. Протоны (свободные или в составе атомных ядер) могут вступать в реакции с электронами и порождать нейтроны и нейтрино — это так называемый обратный бета-распад. Поскольку нейтроны массивней протонов, то процесс возможен только с участием электронов, чья полная энергия примерно в два с половиной раза превышает их энергию покоя mc². Нетрудно посчитать, что скорости электронов должны составлять не меньше 80 % скорости света. Этот эффект необходимо учитывать для анализа поведения вещества белого карлика при возрастании его массы.

Что дает такой анализ? Достаточно быстрые электроны поглощаются протонами атомных ядер и превращаются в нейтроны — этот процесс так и называется нейтронизацией. Поэтому плотность электронного газа падает, а его давление снижается. В этих реакциях рождаются нейтрино, которые не задерживаются в белом карлике, а быстро мигрируют к поверхности и рассеиваются в пространстве. В результате они не компенсируют своим давлением снижение давления электронного газа. Возникает парадоксальная ситуация — рост плотности ведет к снижению давления. Вещество с такими свойствами нестабильно и в реальности существовать не может. Вычисления показывают, что предел стабильности достигается, если плотность в центре карлика составляет 10⁹ г/см³–10¹⁰ г/см³. Это и есть теоретический верхний диапазон значений предельной плотности материи белого карлика (он довольно широк, поскольку зависит от ее атомного состава). Плотность вещества в центральных зонах известных белых карликов гораздо меньше и лежит в интервале 10⁶ г/см^3–10⁷ г/см³. При этом, как уже было отмечено, электроны не приобретают ультрарелятивистских скоростей, которые требуются для вывода предела Чандрасекара. Это типичная ситуация в физике, когда продвижение к предельному состоянию, вычисленному на основании теоретической модели, оказывается невозможным из-за включения неучтенных ранее эффектов, лежащих за ее рамками.

Любопытно, что и это не полная картина. Еще до достижения порога нейтронизации, когда кинетическая энергия электронов просто превышает их энергию покоя, начинается процесс порождения гамма-квантов и электронно-позитронных пар, что опять-таки лежит за рамками модели Чандрасекара и провоцирует нестабильность вещества белого карлика. В общем, опять напрашивается вывод, что свойства вещества реальных белых карликов много сложнее этой модели.

Светила с начальными массами более 10–11 солнечных могут закончить активную жизнь, превратившись в нейтронные звезды (но есть и другие сценарии). Средняя плотность вещества нейтронных звезд лежит в диапазоне 10¹⁴ г/см³–10¹⁵ г/см³. Стабильность новорожденной нейтронной звезды, как и стабильность белых карликов, обеспечивает давление вырожденного газа, но не электронного, а нейтронного. По вышеназванной причине между белыми карликами и нейтронными звездами не существует никаких промежуточных космических объектов. Теоретическая максимальная масса нейтронной звезды составляет 3,2 солнечной массы, однако у всех известных нейтронных звезд она значительно меньше. Пересечение этой границы (которую иногда называют пределом Оппенгеймера — Волкова) приводит к необратимому гравитационному коллапсу с образованием черной дыры.

12. Справедливость и ирония истории.

Вычисления Чандрасекара (до него Андерсона и Стоунера, а потом и Льва Ландау) впервые показали, что у звезд могут быть максимальные массы. Это был очень серьезный прорыв в астрофизике. Много позже, после предсказания существования, а затем и открытия коричневых карликов, стало ясно, что массы звезд ограничены и снизу. Еще раз стоит подчеркнуть, что предел Чандрасекара и аналогичный, хотя и более высокий, предел для звезд из нейтронной материи выводится с допущением, что звезда состоит из вырожденного вещества, а это становится возможным лишь после полного выгорания ядерного топлива. Поэтому молодые звезды могут иметь массы в десятки и сотни солнечных.

Артур Эддингтон с самого начала критически отнесся к идеям Чандрасекара, и в 1935 г. на обсуждении новой работы Чандрасекара в Королевском астрономическом обществе даже заявил, что релятивистского вырождения не существует в природе. Эддингтон догадался[20], что из существования предела Чандрасекара фактически следует возможность гравитационного коллапса к черной дыре (точнее, к состоянию материи, которое позже стали называть черной дырой). Однако он убоялся этого заключения и счел его лишенным физического смысла. Вот его собственные слова: «Я думаю, что должен быть какой-то закон природы, который не позволит звезде вести себя столь абсурдным образом». В общем, и короли ошибаются!

Чандрасекар продолжал заниматься белыми карликами и в 1930-е гг. Так, в 1934 г. он рассчитал первые модели белых карликов произвольной массы. В 1937 г. он перебрался в Чикагский университет, где спустя два года опубликовал монографию «Введение в изучение структуры звезд»[21], содержащую развернутую теорию белых карликов (кстати, в этой книге он отдал дань уважения и теории Лейна, которого считал одним из своих предшественников). Его книга была написана до объяснения природы звездного тепла в терминах термоядерных реакций и создания теории рождения элементов тяжелее гелия в звездных недрах (теории звездного нуклеосинтеза). Однако Чандрасекар добился, пожалуй, максимально глубокого понимания условий структурной стабильности звезд, возможного в дотермоядерную эпоху. Сейчас эту книгу вполне заслуженно почитают высокой классикой астрофизики ХХ в. Работы по теории звездных структур в 1983 г. принесли Чандрасекару Нобелевскую премию по физике. По занятному совпадению вторым лауреатом в номинации «физика» стал Фаулер — но не Ральф, а Уильям — один из основоположников теории звездного нуклеосинтеза.

В заключение необходимо сказать, что в решении загадки белых карликов отметились и двое советских физиков-теоретиков. Да еще каких! Это были основатели двух физических школ мирового класса, Яков Ильич Френкель и Лев Давидович Ландау. К сожалению, история распорядилась так, что их работы практически не повлияли на прогресс астрофизики.

Итак, Френкель. Весной 1928 г. он опубликовал в очень престижном немецком журнале Zeitschrift für Physik статью, озаглавленную несколько туманно: «Применение теории электронного газа Паули — Ферми к вопросу о силах сцепления»[22]. Ее последний раздел назывался «Сверхплотные звезды». Белые карлики как таковые там не упоминались, но Френкель фактически имел в виду именно их. Он вывел уравнения состояния вырожденного электронного газа в нерелятивистской и релятивистской версиях и даже рассчитал поправки для сил кулоновского взаимодействия. Френкель пришел также к совершенно правильному заключению, что масса «сверхплотных звезд» с релятивистским электронным газом должна в среднем превышать массу звезд с нерелятивистскими электронами и по порядку величины может достигнуть солнечной массы. Правда, он не сделал вывода о существовании верхнего предела массы «сверхплотных звезд», однако полученные им формулы в принципе предоставляли такую возможность. К сожалению, и астрономы, и астрофизики обратили внимание на замечательную статью Френкеля с большим запозданием, и она уже не могла оказать влияние на прогресс их науки. Возможно, все было бы иначе, если бы Френкель непосредственно упомянул белые карлики, и лучше всего в названии статьи.

То же самое произошло и с работой Ландау «К теории звезд», которую он отправил 7 января 1932 г. в Physikalische Zeitschrift der Sowjetunion — первый советский физический журнал на иностранных языках (номер с его статьей вышел в свет 29 февраля). В отличие от Френкеля, Ландау вывел очень изящную точную формулу для предельной массы белого карлика, выражавшую ее через три мировые константы (скорость света, постоянную Планка и гравитационную постоянную) и массу вещества карлика, приходящуюся на один электрон. Конечно, можно сказать, что Ландау доказал уже доказанное, но сделал он это куда проще и элегантней, чем его предшественники Андерсон, Стоунер и Чандрасекар. Однако и эта работа как-то проскочила мимо тогдашних астрофизиков.

Коль скоро зашел разговор об иронии, нельзя не вспомнить историю из разряда «нарочно не придумаешь». В 1968 г. исполнительный комитет Международного астрономического союза попросил Виллема Люйтена организовать симпозиум по белым карликам. Зная, что деньги никогда не бывают лишними, Люйтен запросил у Национального научного фонда США грант для финансирования этой встречи. Через несколько недель он получил официальный запрос от генерального хирурга США, который хотел узнать, будут ли там обсуждаться или демонстрироваться эксперименты на людях. В письме также особо сообщалось, что закон запрещает выделять деньги из федеральной казны на организацию расово сегрегированных конференций. Впору процитировать Ильфа и Петрова: «Все рассказанное — не выдумки. Выдумать можно было бы и посмешнее». В общем, бюрократия есть бюрократия.

Впрочем, вмешательство известного педиатра и эпидемиолога Уильяма Стюарта, который занимал тогда пост генерального хирурга, ничему не повредило. Симпозиум состоялся в шотландском Сент-Эндрюсском университете 11–13 августа 1970 г. Он собрал элитный состав участников, и прочитанные там доклады были опубликованы[23]. Но эта забавная история осталась в анналах астрономии.

13. Как светят звезды?

Всем известно, что излучение звезд обеспечивается термоядерной энергией. Когда и как астрофизика дошла до понимания этого? Эти вопросы имеют прямое отношение к нашим дорогим белым карликам. В ходе термоядерных реакций синтезируется гелий, которым заполнены некоторые белые карлики, а также углерод с кислородом, из которых состоит большинство угасающих звезд. Поэтому стоит на этом остановиться.

Начать придется вновь с Эддингтона. Дело в том, что именно он построил теоретические модели звездных структур, которые подвели науку к проблеме космического нуклеосинтеза (или, что то же самое, нуклеогенеза). Его великая книга о внутреннем строении звезд[24] вышла в свет в 1926 г. В ней, в частности, сказано, что центр Солнца нагрет до 40 млн K. К этой оценке Эддингтон пришел на основании газовых законов, общих принципов термодинамики, теории излучения и теории тяготения. Ядерная физика существовала тогда лишь как экспериментальная наука, и своей теории у нее еще не было.

Сейчас понятно, что оценка Эддингтона сильно завышена (правильный ответ — 15 млн K), но порядок величины он определил верно. Немедленно возник вопрос, какое топливо обеспечивает такую температуру. В принципе, ответ Эддингтону был известен — трансформация водорода в гелий. В 1919 г. эту гипотезу высказал французский физик Жан Батист Перрен, и она отнюдь не была чисто умозрительной. К этому времени сотрудник Кавендишской лаборатории Фрэнсис Астон изобрел масс-спектрограф и с его помощью весьма точно определил, что масса альфа-частицы (а это и есть ядро гелия) меньше массы четырех протонов (ядер водорода). Поэтому, если объединить четыре ядра водорода в одно ядро гелия, появится излишек энергии. Пользуясь результатами Астона, Эддингтон с помощью формулы Эйнштейна вычислил, что за одну секунду в недрах Солнца в гелий превращается 400 млн тонн водорода.

Надо сказать, что 80 лет назад астрономы ничего не знали о звездных недрах. Считалось, что в состав звезд входят те же элементы, что доминируют на Земле: кислород, кремний, натрий, калий, алюминий, магний, кальций и железо. В 1925 г. американский астроном Сесилия Пейн пришла к выводу, что водород и гелий составляют 98 % массы Солнца, однако никто ей не поверил, да и сама она сочла это не особенно вероятным. Ее идея восторжествовала лишь в начале 1930-х гг., а до этого считалась полной ересью. Эддингтон во время работы над своей книгой исходил из соображения, что водорода в нашем светиле никак не больше 7 %. В соответствии с его моделью Солнцу хватило бы и такого количества на 10 млрд лет.

После публикации книги Эддингтона могло показаться, что проблема источников звездной энергии в целом решена. Однако не тут-то было. Основанные на тогдашних представлениях о ядерных силах вычисления свидетельствовали, что для слияния протонов температура в десятки миллионов градусов слишком мала — потребны миллиарды. Эддингтона эти возражения не слишком огорчали. Интуиция подсказывала ему, что его теория принципиально верна, а вот физики чего-то не знают или не учитывают. Самое интересное, что он оказался прав, однако выяснилось это лишь в конце 1930-х гг.

14. Пришествие квантовой механики.

Все началось с совместной работы молодого немецкого физика Фридриха Хоутерманса и его коллеги из Англии Роберта Аткинсона. Весной 1929 г. они приступили к анализу внутрисолнечного синтеза гелия на основе теории альфа-распада, которую незадолго до этого предложили Георгий Гамов и, независимо, Рональд Гёрни и Эдвард Кондон. Эта теория объясняет, как альфа-частицы покидают радиоактивные ядра, чему, казалось бы, однозначно препятствует закон сохранения энергии. Дело в квантовом туннельном эффекте, который делает возможными процессы, «запрещенные» классической физикой. Аткинсон с Хоутермансом показали, что этот эффект позволяет некоторым протонам сливаться в тетрады при температурах, на три порядка меньших, нежели считалось ранее. Правда, для этого нужны посредники — легкие ядра, временно захватывающие протоны и удерживающие их вплоть до образования альфа-частицы. Информацией о таких ядрах партнеры не располагали, но полагали, что со временем эта проблема как-то разрешится.

Вскоре возникло еще одно препятствие. В 1932 г. Джеймс Чедвик открыл новую элементарную частицу — нейтрон. Физики немедленно пришли к выводу, что альфа-частица состоит не из четырех протонов, а из двух протонов и двух нейтронов. Поскольку тогда считалось, что в центре Солнца свободных нейтронов нет (они отсутствуют там и в свете современных представлений), спасти модель Хоутерманса и Аткинсона могло лишь предположение, что плененные протоны каким-то образом превращаются в нейтроны.

Доказательств пришлось ожидать шесть лет. Первым их нашел немецкий физик-ядерщик Карл Фридрих фон Вайцзеккер, выходец из старой аристократической семьи, давшей Германии нескольких крупных политических деятелей (его отец Эрнст был статс-секретарем Министерства иностранных дел рейха, а младший брат Рихард в 1984–1994 гг. занимал пост президента ФРГ). В начале 1938 г. Вайцзеккер пришел к выводу, что протоны превращаются в нейтроны в ходе бета-распада, испуская позитрон и нейтрино. К слову, сейчас известно, что в первые часы существования Вселенной свободные нейтроны исчезли опять-таки благодаря процессу бета-распада, но протекавшему в противоположном направлении. Вайцзеккер предположил также, что синтез ядер гелия с помощью бета-распада может происходить двумя путями. Один из них называют протон-протонным циклом, другой — углеродным, или полностью — углеродно-азотно-кислородным (CNO-цикл).

Эти реакции осуществляются по различным сценариям. Протон-протонный цикл начинается со слияния двух протонов, один из которых немедленно превращается в нейтрон. Плодом этого союза становится ядро тяжелого водорода — дейтерия, а также позитрон и нейтрино. Ядро дейтерия и есть посредник из модели Хоутерманса и Аткинсона: оно поглощает еще один протон и превращается в ядро гелия-3 и гамма-квант. Ядро гелия-3 сталкивается со своей копией, возникшей в процессе такой же реакции, и это приводит к появлению ядра гелия-4 и пары свободных протонов. Исключив промежуточные продукты, получаем, что четыре протона превращаются в ядро гелия, два нейтрино, пару гамма-квантов и пару позитронов, которые мгновенно аннигилируют с электронами и порождают новые гамма-кванты. Такая реакция обеспечивает энергетический выход в 26 мегаэлектронвольт (МэВ). Небольшую часть этой энергии, около 0,5 МэВ, безвозвратно уносят нейтрино, а все остальное идет на подогрев солнечных недр.

Цепь реакций CNO-цикла несколько длиннее. Для них необходимо присутствие ядер углерода, которые работают как катализатор и потому не расходуются. В этом цикле выделяется около 27 МэВ энергии, причем 1,7 МэВ крадут нейтрино. Полезный выход обоих циклов практически одинаков — чуть больше 25 МэВ. А вот скорости этих реакций весьма различны. В соответствии с современными данными средняя продолжительность протон-протонного цикла составляет 14 млрд лет, а углеродного — 330 млн. Протон-протонный цикл преобладает в звездах солнечного типа и более легких, а в ядрах массивных светил доминирует углеродный цикл.

Вайцзеккер не был единственным, кто разработал теорию этих циклов. Практически одновременно с ним в США это же проделал великий немецкий физик-эмигрант Ганс Бете. В марте 1938 г. по приглашению Эдварда Теллера он приехал в Вашингтон на конференцию, посвященную энергии звезд, после чего всерьез заинтересовался астрофизикой. С помощью аспиранта Чарльза Критчфилда Бете произвел блестящий анализ протон-протонного и углеродного циклов и в 1967 г. получил за это Нобелевскую премию. На нее мог бы претендовать и Вайцзеккер, но пути шведских академиков неисповедимы.

15. Углеродная проблема.

К концу 1930-х гг. стало понятным, как происходит внутризвездный синтез гелия, и выявлен основной источник звездной энергии. Это заставило задуматься о синтезе более тяжелых элементов, в частности о том, откуда взялся углерод, катализирующий CNO-цикл. Решением этой задачи ученые занялись уже после Второй мировой войны.

Казалось бы, в ходе захвата протона ядром гелия обязан получиться литий-5, а при слиянии двух гелиевых ядер — бериллий-8. Однако эти изотопы крайне неустойчивы — ядро бериллия разваливается уже через 10^–17 секунд после рождения. Углерод-12 мог бы образоваться при одновременном слиянии трех ядер гелия, но вероятность этого события ничтожно мала и наличествующее во Вселенной количество этого элемента никак не объясняет. Выход из этого тупика в течение нескольких лет не представлялся возможным.

Свет в конце туннеля забрезжил лишь в начале второй половины прошлого века. Первыми (в 1951 г.) его узрели американский физик-теоретик австрийского происхождения Эдвин Солпитер и перебравшийся в Ирландию эстонский астроном Эрнст Эпик. Солпитер предположил, что в недрах звезд из семейства красных гигантов плотность вещества в 100 000 раз больше плотности воды, а температура превышает 100 млн K. Его вычисления показали, что в этих условиях ядро бериллия-8, несмотря на эфемерный жизненный срок, имеет некоторый шанс столкнуться с ядром гелия. Этот вывод базировался на недавно открытом физиками-экспериментаторами из группы Уильяма Фаулера свойстве бериллия-8 иметь метастабильное (то есть очень короткоживущее, но все же менее эфемерное) основное состояние. Его можно возбудить посредством слияния двух альфа-частиц с энергиями не выше 95 кэВ, которые могли присутствовать в достаточном количестве как раз при таких температурах. Правда, даже при подобном раскладе вероятность столкновений ядер бериллия-8 с альфа-частицами оставалась крайне малой, поскольку в каждый момент времени число этих ядер в миллиард раз меньше числа альфа-частиц. К такому же выводу пришел и Эпик, хотя его заключение было более спекулятивным, ибо он, в отличие от Солпитера, не знал о бериллиевом резонансе.

Казалось бы, радости мало. Однако через год гостивший в Калифорнийском технологическом институте английский астрофизик Фред Хойл получил удивительный результат. Он чисто теоретически показал, что вероятность объединения бериллия-8 и гелия-4 в углерод-12 становится вполне реальной, если у ядра углерода имеется энергетический уровень, на 7,65 МэВ превышающий энергию его основного состояния. Хойл и понятия не имел, существует ли такой уровень в действительности, однако был абсолютно уверен, что это так, поскольку не видел иного пути термоядерного синтеза углерода. Для подтверждения своих предположений он попросил Фаулера провести необходимый эксперимент. И уже через десять дней Фаулер и его коллеги открыли возбужденное состояние ядра углерода с предсказанной энергией!

Дальнейшее было делом техники. Космическим синтезом элементов заинтересовалась плеяда блестящих физиков, которые быстро прояснили основные этапы этого процесса. Уже в 1957 г. супруги Джеффри и Маргарет Бербидж, Фаулер и Хойл опубликовали огромную (104 страницы!) статью[25], содержащую общую теорию звездного нуклеосинтеза, которая остается в силе и по сей день. И конечно, она полностью объясняет синтез элементов, из которых состоят все без исключения белые карлики.

А в заключение — информация для любителей исторических парадоксов. Релятивистская формула E = mc² и концепция энергии связи естественным образом объясняют, почему масса ядра отличается от суммы масс его компонент. Однако мало кто знает, что впервые сходную идею высказал французский химик Жан де Мариньяк, подошедший к гипотезе, что устойчивость составной частицы объясняется потерей массы при ее образовании из более простых компонент, причем сделал он это в 1861 г., за 18 лет до рождения Альберта Эйнштейна. Приходится признать, что наши предки отнюдь не отличались недостатком серого вещества.

16. Белые карлики и возраст Галактики.

Астрономов (и не только их) давно интересует, когда возник наш звездный дом — наша Галактика. Время ее жизни можно определять разными способами, в том числе и с участием белых карликов.

После всего сказанного читатель может догадаться, что этот метод основан на мониторинге их свечения. Недра абсолютного большинства белых карликов состоят либо из смеси кислорода и углерода, либо из гелия. В гелиевые карлики превращаются звезды, масса которых как минимум вдвое меньше массы Солнца. Эти светила весьма многочисленны, но они сжигают водород крайне медленно и посему живут десятки и сотни миллиардов лет. Пока им просто не хватило времени исчерпать свое водородное горючее и перейти на следующий этап (очень немногочисленные гелиевые карлики, обнаруженные к настоящему времени, обитают в двойных звездных системах и образовались совсем другим путем).

Коль скоро белый карлик не может поддерживать реакции термоядерного синтеза, он светит за счет накопленной энергии, и его температура медленно уменьшается. Скорость такого охлаждения можно вычислить, и на основании этих данных определить время, потребное для снижения температуры поверхности от первоначальной температуры (100 000–150 000 K) до наблюдаемой. Поскольку нас интересует возраст Галактики, следует искать самые долгоживущие, а потому и самые холодные белые карлики. Современные оптические телескопы позволяют обнаружить карлики с температурой поверхности менее 4000 K, светимость которых в 30 000 раз меньше солнечной. Пока что таковые не найдены — либо их нет вообще, либо очень мало. Следовательно, наша Галактика не может быть старше 15 млрд лет, иначе такие звезды присутствовали бы в заметных количествах.

Это верхняя граница возраста Галактики — а что можно сказать о нижней? Самым холодным из известных белых карликов с предполагаемой температурой около 3000 K считают компаньон радиопульсара PSR J222–0137, о котором в 2014 г. сообщили американские астрономы, возглавляемые профессором Висконсинского университета Дэвидом Капланом. Пульсар (быстро вращающаяся намагниченная нейтронная звезда с массой 1,2 массы Солнца) был обнаружен с помощью радиотелескопов, а наличие гравитационно связанного с ним белого карлика с массой в 1,05 солнечной удалось установить с помощью детального анализа радиоизлучения пульсара. Хотя дистанция до этой двойной системы не превышает 900 световых лет (это одна из ближайших к Солнцу нейтронных звезд), белый карлик не удалось разглядеть даже на десятиметровом гавайском телескопе имени Кека.

Возраст этого сверххолодного карлика, чей оптический спектр пока не известен, предположительно составляет 11,5–12 млрд лет. К этому еще нужно добавить возраст звезды-предшественницы, который, конечно, зависит от ее начальной — и неизвестной нам! — массы. Если она при рождении тянула на пять — шесть солнечных масс, то до превращения в белый карлик сжигала водород и гелий не менее ста миллионов лет. Отсюда следует, что Млечный Путь никак не моложе 11,5 млрд лет, но, скорее всего, несколько старше. Поэтому окончательная оценка времени жизни нашей Галактики, полученная на основе наблюдения белых карликов — это 11,5–15 млрд лет.

Впрочем, верхняя граница этого диапазона почти наверняка завышена. Многочисленные промеры спектров микроволнового реликтового излучения вкупе со Стандартной моделью Вселенной позволяют оценить ее возраст приблизительно в 13,8 млрд лет. Поскольку наша Галактика не может быть старше Вселенной, а первые звезды, скорее всего, не возникли раньше чем через 100 млн лет после Большого взрыва, возраст Галактики должен составлять от 11,5 до 13,5 млрд лет. Легко видеть, что хотя результаты использования белых карликов в качестве галактических часов дают довольно широкий разброс в оценках, но в целом они хорошо согласуются с выводами космологов.

Теперь сравним оценку возраста Галактики, основанную на наблюдении белых карликов, с альтернативной оценкой, полученной совсем иным методом. В качестве объекта исследований здесь выступают шаровые звездные скопления, которые находятся на периферии Млечного Пути и обращаются вокруг его ядра. Они содержат от сотен тысяч до более чем миллиона звезд, связанных друг с другом взаимным притяжением. Шаровые скопления имеются практически во всех крупных галактиках, причем их число порой достигает многих тысяч. Новые звезды там уже не рождаются, зато пожилые светила присутствуют в избытке. В нашей Галактике зарегистрировано около 160 шаровых скоплений, и, возможно, будут открыты еще два-три десятка. Механизмы их формирования не вполне ясны, однако, по всей видимости, многие такие скопления образовались вскоре после формирования Галактики. Поэтому датировка формирования древнейших шаровых скоплений позволяет установить нижнюю границу галактического возраста.

Такая датировка весьма сложна технически, но идея ее проста. Все звезды скопления (от сверхмассивных до самых легких) образуются из одного и того же газового облака и потому появляются на свет практически одновременно. С течением времени они сжигают свои запасы водорода — звезды больших масс раньше, маломассивные позже. После этого звезда покидает главную последовательность и претерпевает серию превращений, которые завершаются либо гравитационным коллапсом (за которым следует формирование нейтронной звезды или черной дыры), либо возникновением белого карлика. Поэтому изучение состава шарового скопления позволяет достаточно точно определить его возраст. Для надежной статистики число изученных скоплений должно быть порядка нескольких десятков.

Такую работу в конце первого десятилетия нашего века выполнила команда астрономов, пользовавшихся одной из камер космического телескопа им. Хаббла. Мониторинг 41 шарового скопления нашей Галактики показал, что их средний возраст составляет 12,8 млрд лет. Рекордсменами оказались скопления NGC 6937 и NGC 6752, удаленные от Солнца на 7200 и 13 000 световых лет. Скорее всего, они не моложе 13 млрд лет, причем наиболее вероятное время жизни второго скопления — 13,4 млрд лет (с погрешностью ± 1 млрд).

Но наша Галактика должна быть старше своих скоплений. Ее первые сверхмассивные звезды (о них мы еще поговорим) взрывались сверхновыми и выбрасывали в космос ядра многих элементов, в частности ядра стабильного изотопа — бериллия-9. В начале формирования шаровых скоплений их новорожденные звезды содержали бериллий, причем тем больше, чем позже они возникли. По содержанию бериллия в их атмосферах можно выяснить, насколько шаровые скопления моложе Галактики. Как свидетельствуют данные по скоплению NGC 6937, эта разница составляет 200–300 млн лет. Так что без большой натяжки можно сказать, что возраст Млечного Пути по порядку величины приблизительно равен 13 млрд лет, но, скорее всего, несколько больше. Это практически такая же оценка, как и сделанная на основании наблюдения белых карликов, но получена она совершенно иным способом.

Сейчас космологи пришли к выводу, что галактики появились на свет после того, как вспыхнули первые звезды. Считается, что процесс звездообразования начался не позднее чем спустя 150 млн лет после Большого взрыва. В 2016 г. астрономы, обрабатывавшие информацию с «Хаббла», сообщили о наблюдении галактики GN-z11, чей свет ушел в космос через 400 млн лет после Большого взрыва. С учетом этих данных максимальные оценки возраста Млечного Пути (13,5 млрд или даже 13,6 млрд лет) вовсе не выглядят невероятными.

А что говорят наблюдения? В 2018 г. появилось сообщение, что в нашей Галактике обнаружен крошечный (0,14 массы Солнца) красный карлик 2MASS J18082002−5104378 B, удаленный от нас на 1950 световых лет. Его предполагаемый возраст составляет 13,53 млрд лет. Если эта оценка верна (а она вполне может оказаться завышенной), то возраст нашей Галактики лишь незначительно уступает возрасту Вселенной.

17. Кое-что о полостях Роша.

Белый карлик в случае особого везения (или невезения — это уж как посмотреть) может стать родоначальником новой и даже сверхновой звезды. Механизм такого превращения не прост, и для его объяснения нужно сказать несколько слов.

Сначала рассмотрим системы, состоящие из обычных звезд главной последовательности, обращающихся вокруг общего центра масс (барицентра). Каждая звезда окружена областью пространства, где господствует ее собственное притяжение. Если такие области пересечь плоскостью, в которой движутся оба светила, получатся две вытянутые в линию петли с общей точкой на отрезке, соединяющем звездные центры (для пущей наглядности придется остановить время, поскольку вся фигура вращается). В этой точке каждая из звезд тянет в свою сторону с одинаковой силой. Ее называют первой точкой Лагранжа. В 1772 г. Жозеф Луи Лагранж описал пять точек, которые сейчас носят его имя (однако первые три за семь лет до того идентифицировал Леонард Эйлер).

Пространственные пузыри, о которых идет речь, именуют полостями Роша. Космические частицы внутри полости Роша вращаются лишь вокруг той звезды, которую эта полость охватывает. Однако вещество может перетекать сквозь горловину, соединяющую полости, то есть через окрестности первой точки Лагранжа. Материя, которая находится вне полостей, может стабильно обращаться вокруг звездной пары. Ее траектории не ограничены путями, охватывающими одну единственную звезду.

Как правило, обе звезды двойной системы порождены одним и тем же молекулярным облаком и потому имеют одинаковый состав, но различные начальные массы. Более тяжелая звезда первой сжигает водород и становится красным гигантом. Раздуваясь, она может не только заполнить собственную полость Роша, но и выйти за ее границу. В таком случае звезда не способна удерживать своим тяготением частицы раздувшейся оболочки и теряет вещество, часть которого попадает в гравитационный плен к компаньону. Из-за похудания звезды-донора ее полость Роша стягивается, а скорость утечки вещества возрастает. Даже при уравнивании звездных масс утечка лишь замедляется, но не прекращается вовсе.

Перенос вещества влечет за собой сложную эволюцию звездной пары. Менее массивная звезда захватывает материю соседки и увеличивает свой момент импульса. Чтобы сохранить суммарный момент импульса двойной системы, звезды сближаются. Позже, когда первая звезда оказывается легче второй, они начинают расходиться — опять же в силу сохранения общего момента импульса. Если вторая звезда успевает выйти за границы своей полости Роша — она тоже обречена на потерю плазмы.

Эти превращения могут завершиться разными путями. Часть выброшенной материи выйдет на орбиты, целиком окружающие звездную пару, и образует плоское вращающееся кольцо, которое называется диском экскреции (позднелатинское слово excrētiō переводится как «выделение»; отсюда же, простите, экскременты). В особых обстоятельствах звездная пара может утонуть в шарообразном газовом облаке, порожденном ушедшей в пространство плазмой. Однако каждая из звезд имеет шансы обзавестись собственным кольцом поменьше и поплотнее — аккреционным диском (от лат. accrētiō — прирост). Возможны и более экзотические сценарии — такие как столкновение и слияние звезд или «съедение» соседки более крупной звездой.

До сих пор речь шла о нормальных звездных парах, но это условие не обязательно. Для запуска аккреции достаточно, чтобы лишь один из партнеров обладал газовой оболочкой, способной раздуться и уйти сквозь горловину полости Роша. Поэтому аккреция возникает и в двойных системах, объединяющих обычную звезду с компактным телом из вырожденной материи (белым карликом либо нейтронной звездой) и даже с черной дырой. Кстати, аккреционные диски впервые обнаружили при наблюдении белых карликов, имеющих в компаньонах обычные звезды. Такие процессы нередко приводят к очень экзотическим исходам — например рождению рентгеновского пульсара при аккреции на сильно намагниченную нейтронную звезду. Однако нас интересуют лишь различные сценарии рождения взрывающихся звезд. Они практически всегда реализуются при аккреции вещества водородной оболочки звезды-донора на белый карлик. Тесные двойные системы, состоящие из белого карлика и звезды главной последовательности (чаще всего не слишком массивной), называются катаклизмическими переменными. Они проявляют себя нестабильным излучением — отсюда и название. Вот о них и поговорим.

18. Взрывы и сверхвзрывы.

Классические новые звезды, или просто новые, вспыхивают в результате падения вещества аккреционного диска на поверхность белого карлика со скоростью около 1000 км/с. Аккреционный диск почти полностью состоит из водорода и посему может служить топливом термоядерных реакций. Для этого нужно, чтобы водород разогрелся до критической температуры порядка 10 млн K. Поскольку эти реакции интенсивно выделяют энергию, на поверхности белого карлика образуются ударные волны, которые буквально взрывают его внешний слой и выбрасывают сверхгорячую плазму в окружающее пространство. Светимость системы в течение нескольких суток возрастает на 3–6 порядков и достигает 100 000 светимостей Солнца. По завершении вспышки белый карлик начинает копить на поверхности новый запас водорода, который со временем станет топливом для очередного взрыва. Согласно теории, классические новые могут загораться с интервалом в 10 000 лет, но до сих пор этого еще не наблюдали — история астрономии значительно короче.

Другой вид катаклизмических переменных — повторные новые. Это весьма редкие «звери космического зоопарка», в нашей Галактике таких отловили всего десяток. Они увеличивают яркость в среднем не больше чем тысячекратно, зато вспыхивают каждые 10–100 лет. Механизм таких вспышек пока в точности неизвестен. Предполагают, что они возникают при интенсивной (до одной десятимиллионной массы Солнца в год) аккреции водорода на поверхность самых тяжелых белых карликов, чья масса лишь немногим меньше предела Чандрасекара.

Еще один интересный подкласс — симбиотические новые. Эти катаклизмические переменные отличаются очень широким спектром излучения, который охватывает большинство диапазонов электромагнитных волн. Они возникают в парах, состоящих из пульсирующего красного сверхгиганта на последней стадии своей эволюции и молодого, а потому очень горячего белого карлика средней массы. Звезда-донор в заключительной фазе интенсивно сбрасывает вещество оболочки и приближается к превращению (через несколько миллионов лет) в белый карлик. Полагают, что именно этот процесс лежит в основе специфического характера спектра симбиотических новых, хотя многие детали еще не ясны.

Самый блистательный (и в прямом, и в переносном смысле!) результат аккреции водорода на углеродно-кислородный белый карлик — вспышка сверхновой. Согласно стандартному сценарию (а есть и другие), она происходит, когда приток аккрецируемого вещества доводит массу карлика-акцептора до предела Чандрасекара. Поскольку в этом случае давление вырожденного электронного газа уже не способно противостоять гравитации, карлик сжимается примерно втрое, а температура его центральной зоны резко возрастает. По достижении 400 млн K начинается термоядерное горение углерода, которое дополнительно нагревает ядро. Поскольку давление вырожденного газа при этом не увеличивается (оно не зависит от температуры!), ядро не расширяется и, следовательно, не охлаждается. Это приводит к катастрофическому росту темпа термоядерных реакций, которые за доли секунды порождают все более тяжелые элементы вплоть до радиоактивного никеля. Фронт термоядерного горения движется от ядра карлика к поверхности, скорее всего, сначала с дозвуковой, а затем и со сверхзвуковой скоростью, карлик взрывается и разбрасывает все новосинтезированное вещество по окружающему пространству.

Поскольку углеродно-кислородный карлик не имеет водорода и его линии отсутствуют в спектре излучения сверхновой, ее относят к первому типу, а конкретно — к подтипу Ia. Напротив, подтипы Ib и Ic — бедные водородом коллапсирующие сверхновые (сверхновым Ic не хватает еще и гелия). Принято считать, что они лишились внешних слоев еще до взрыва, что и объясняет их спектральные аномалии.

Сверхновые подтипа Ia (SN Ia) очень эффектны. Выброшенный в пространство никель-56 дает начало радиоактивному изотопу кобальта с таким же атомным весом, а тот — стабильному изотопу железа. Распад ядер никеля и кобальта сопровождается гамма-излучением, которое нагревает остатки взорвавшейся звезды и заставляет их интенсивно светиться в рентгеновском и видимом диапазонах.

SN Ia обладают замечательной особенностью, за которую их обожают и астрономы, и космологи. Эти звезды прекрасно работают в качестве так называемых стандартных свечей. У них примерно одинаковая пиковая светимость, в 4 млрд раз превышающая солнечную. Ее постоянство не абсолютно, однако отклонения от среднего уровня не превышают 20–30 % и без особых проблем поддаются учету. Поэтому наблюдение таких сверхновых сыграло первостепенную роль в состоявшемся два десятилетия назад открытии ускоренного расширения Вселенной. Но это уже совсем другая история, которая будет рассказана позже.

Есть и альтернативные объяснения природы сверхновых. Не исключено, что они вспыхивают и в звездных парах, состоящих из двух белых карликов. При вращении вокруг общего центра инерции они излучают гравитационные волны, теряют кинетическую энергию, сближаются и, в конце концов, сталкиваются и сливаются. Результаты таких слияний описываются множеством моделей. Некоторые сценарии именно таким образом объясняют взрывы сверхновых типа Ia — иногда с задержкой на тысячи и десятки тысяч лет, а иногда практически сразу после столкновения. Споры на эту тему идут уже лет пятнадцать, и конца им не видно.

19. Кристалл величиной с Землю.

Итак, все белые карлики обречены на постепенное остывание, однако они расстаются с теплом намного сложнее, чем раскаленный кусок железа. На охлаждение белого карлика влияет множество физических процессов в ядре и плазменной оболочке. Один из них, и вероятно, самый парадоксальный, был впервые предсказан в двух статьях, опубликованных в 1960 г. в «Журнале экспериментальной и теоретической физики». Первую работу «Внутренняя структура сверхплотных звезд» еще в августе 1959 г. представил в редакцию сотрудник теоретического отдела ФИАН имени Лебедева Давид Абрамович Киржниц. Вторая статья «Некоторые свойства сильно сжатого вещества» появилась за подписью ученика великого Ландау и тоже будущего лауреата Нобелевской премии Алексея Алексеевича Абрикосова, работавшего в те времена в Институте физических проблем. К аналогичным выводам годом позже пришел Эдвин Солпитер, чье имя уже встречалось в связи с обсуждением звездного нуклеосинтеза.

Вслед за этими исследованиями появились новые модели белых карликов, учитывавшие большее число факторов, нежели модель Чандрасекара. Например, Солпитер и Хамада показали, что численная величина предела Чандрасекара меняется (в среднем примерно на 10 %) в зависимости от химического состава белого карлика[26]. Так, если бы ядро белого карлика состояло из чистого углерода, он был бы обречен на гравитационный коллапс при массе, чуть меньшей 1,4 солнечной. Для чисто железного белого карлика предел Чандрасекара оказался бы еще меньше — 1,1 массы Солнца. Конечно, эти случаи нефизичны в том смысле, что белых карликов ни в чисто углеродном, ни тем более в железном виде просто не существует. Однако в теоретическом плане результаты Хамады и Солпитера оказались очень глубокими и значительно повлияли на дальнейший прогресс теории белых карликов.

Но самое интересное в другом. Киржниц, Абрикосов и Солпитер предсказали, что при достаточном охлаждении вещество белого карлика радикально изменяет свою структуру. Все эти ученые рассуждали примерно одинаково. С конца 1920-х гг. было известно, что вещество в центре карлика состоит из погруженных в электронный газ положительных ионов (фактически голых ядер) тех элементов, которые образовались на заключительной стадии термоядерного синтеза. Однако астрофизики еще долго не могли выяснить, на каком рубеже этот синтез прекращается. Киржниц в своей фундаментальной работе предположил, что средний атомный номер таких элементов равен десяти, и почти угадал — в таблице Менделеева углерод занимает шестое место, а кислород — восьмое.

Теперь вспомним, что атомы в центре белого карлика теряют электроны, которые полностью обобществляются. Таким образом возникает чрезвычайно плотный электронный газ, «омывающий» ионы углерода и кислорода. Электроны заполняют все возможные квантовые состояния, энергия которых не превосходит энергии Ферми. В ядрах белых карликов она намного больше и энергии теплового движения, и энергии электрических связей между электронами и ионами. Поэтому плотность электронного «моря» постоянна и практически не зависит от движения ионов. Сами же ионы в этих условиях ведут себя как классические частицы, взаимодействующие между собой согласно закону Кулона. Такая система, как уже говорилось, называется кулоновской плазмой.

А теперь самое интересное. Пока ядро карлика остается очень горячим, ионы совершают хаотические движения, и кулоновская плазма мало чем отличается от идеального газа. Однако при снижении температуры кулоновское взаимодействие между ионами вынуждает их переходить от хаоса к геометрическому порядку. Погруженные в электронное «море» ионы образуют правильную периодическую решетку — то есть перестраиваются в кристаллическую структуру. Это происходит потому, что решетка имеет меньшую энергию, нежели хаотическое распределение ионов (точнее, речь идет о свободной энергии, но это уже тонкости термодинамики). Как говорят физики, такая перестройка (то есть кристаллизация ионов) энергетически выгодна. Этот процесс в принципе ничем не отличается от замерзания воды при нулевой температуре. Те, кто помнит школьную физику, сообразят, что в ядре белого карлика имеет место фазовый переход первого рода.

Как сильно должен остыть карлик для наступления кристаллизации? Это не знает никто, хотя приблизительный ответ известен давно. В 1966 г. отец американской водородной бомбы Эдвард Теллер и его коллеги по Радиационной лаборатории имени Лоуренса будущий известный историк физики Стивен Браш и Гарри Сэлин подсчитали, что в данном случае температура фазового перехода приблизительно равна 10 млн градусов. Отсюда следует, что для кристаллизации ядра его первоначальная температура должна снизиться примерно на порядок.

Из этого вытекает важный вывод, который первым сделал тоже Киржниц. Кристаллизация любой субстанции, будь то вода, расплав железа или сверхплотная кулоновская плазма, приводит к выделению тепла. Поэтому она должна замедлить остывание ядра белого карлика и, следовательно, повлиять на его светимость. В принципе этот феномен можно обнаружить, измеряя абсолютную яркость достаточно большой популяции подобных звезд. А это уже дело астрономов-наблюдателей.

Задачу удалось решить, хотя отнюдь не сразу. В 1968 г. профессор физики и астрономии Рочестерского университета Хью Ван Хорн опубликовал хорошо проработанную модель кристаллизации ядер белых карликов, сославшись на работы Киржница, Абрикосова и Солпитера. В своей статье в The Astrophysical Journal[27] он обсудил результаты измерений абсолютной яркости 65 белых карликов, опубликованные тремя годами ранее и позволившие разделить звезды на две группы, в одной из которых Ван Хорн увидел кандидатов в карлики с кристаллическими ядрами. Однако позднее он признал свои выводы преждевременными, и вопрос об адекватности модели остался открытым.

Как было отмечено ранее, процесс кристаллизации ядра должен отразиться на светимости белого карлика. Для ее измерения надо знать видимую яркость белого карлика и расстояние от Солнечной системы. Поэтому для надежной проверки модели нужно было собрать как можно больше данных того и другого рода. Первый реальный успех пришел сравнительно недавно. В 2009 г. были опубликованы результаты наблюдений белых карликов, входящих в состав старого (свыше 13 млрд лет!) шарового звездного скопления NGC 6397, отдаленного от Солнца на 7800 световых лет. Данные по их абсолютной светимости хорошо подтвердили модель кристаллизации. Такие же выводы были получены и при наблюдении других шаровых скоплений.

Работа с шаровыми скоплениями решает проблему определения дистанции. Понятно почему — поперечник скопления много меньше, чем его расстояние до Солнца, поэтому все наблюдаемые звезды можно считать равноудаленными. Однако такие скопления содержат звезды-ровесники, к тому же обычно очень старые. Для настоящей проверки предсказаний Киржница, Абрикосова и Солпитера нужны были сведения о светимости белых карликов разных возрастов и различных начальных масс.

Совсем недавно такие сведения стали доступны, чем и воспользовались британский астрофизик Пьер-Эммануэль Трембле и его коллеги[28]. В качестве источника первичных данных они взяли второй выпуск данных европейской космической обсерватории Gaia, обнародованный в 2018 г. Ее аппаратура чрезвычайно точно измеряет видимую яркость звезд и определяет их годичные параллаксы — и, следовательно, дистанции (естественно, если сами звезды не слишком удалены от Солнца). Ученые проанализировали сведения о светимости и массах 15 000 белых карликов, расположенных в радиусе 100 парсек от Солнца (320 световых лет). Это впервые позволило работать с действительно репрезентативной популяцией этих звезд.

Результаты вполне оправдали ожидания. Сравнивая светимость и цветовые характеристики белых карликов, астрономы из группы Трембле подтвердили реальность остывания их ядер, которое соответствует модели кристаллизации. Также они показали, что кристаллизация наступает тем раньше, чем большей была начальная масса белого карлика. Ядра самых массивных карликов претерпевают это превращение где-то через 1 млрд лет после рождения. С карликами полегче (вроде того, в который когда-нибудь превратится наше Солнце) такая метаморфоза случается через 5–6 млрд лет.

Однако это не все. В конце 1980-х — начале 1990-х гг. было предсказано, что охлаждение белого карлика после начала кристаллизации должно дополнительно замедляться за счет постепенного погружения в центр звезды ядер углерода и кислорода. В ходе погружения выделяется гравитационная энергия, переходящая в тепло и дополнительно препятствующая остыванию. К тому же вертикальная миграция увеличивает отношение концентрации кислорода к концентрации углерода. Причина в том, что кислород кристаллизируется быстрее углерода и потому собирается в самом центре карлика. Трембле и его коллеги нашли подтверждение и этому прогнозу. Поэтому сейчас сценарий кристаллизации остывающих белых карликов выглядит много убедительней, чем лет десять назад. Уже упоминавшийся партнер пульсара PSR J222–0137, который по-прежнему считают кандидатом на титул самого холодного белого карлика нашей Галактики, совершил это превращение и стал гигантским космическим кристаллом. Конечно, это справедливо, если он действительно белый карлик, а не принятая за него нейтронная звезда. Эта версия еще окончательно не опровергнута, хотя ее вероятность и невелика.

Журналисты нередко пишут, что ядро стареющего белого карлика превращается в алмаз. Конечно, это не так — более того, совсем не так. Углеродно-кислородное нутро охладившегося карлика по-прежнему остается в вырожденном состоянии по электронам, что никак не свойственно ни ювелирным, ни техническим алмазам. Да и плотность его составляет около 2,5 т/см³ — тяжеловато для украшений. Наконец, атомы углерода внутри белого карлика выстраиваются в объемно-центрическую решетку, а не в кубическую, как у алмаза. В общем, экспедицию в недра холодного белого карлика планировать не стоит.

20. Другие вместилища вырожденного газа.

Особая устойчивость белых карликов обусловлена свойствами вырожденного электронного газа. Четверть века назад астрономы нашли и другие космические объекты, заполненные таким газом. Они занимают промежуточное положение между звездами и газовыми планетами.

Сначала их открыли «на кончике пера». В 1962 г. их существование предсказал Шив Кумар, 23-летний американский астроном индийского происхождения, только что защитивший докторскую диссертацию в Мичиганском университете. Кумар назвал такие объекты черными карликами. Позднее в литературе они фигурировали как черные звезды, объекты Кумара, инфракрасные звезды, но победило словосочетание «коричневый карлик», предложенное в 1974 г. аспиранткой Калифорнийского университета Джилл Тартер.

Кумар шел к своему открытию четыре года. Хотя в те времена основы динамики рождения звезд и были известны, но в деталях оставались изрядные лакуны. Однако Кумар в целом столь верно описал свойства своих «черных карликов», что впоследствии с его заключениями согласились даже суперкомпьютеры. Все-таки человеческий мозг как был, так и остается самым совершенным научным инструментом.

Кумара интересовали самые легкие протозвезды с массой не выше 1/10 массы нашего Солнца. Он понял, что для запуска термоядерного горения водорода они должны сгущаться до плотности большей, нежели предшественники звезд солнечного типа. Центр протозвезды заполняется плазмой из электронов, протонов (ядер водорода), альфа-частиц (ядер гелия) и ядер более тяжелых элементов. Может случиться так, что еще до достижения температуры поджога водорода электроны дадут начало вырожденному квантовому газу, который, как уже было сказано, успешно сопротивляется сжатию протозвезды и препятствует разогреву ее центральной зоны. Поэтому водород либо вообще не зажигается, либо гаснет задолго до полного выгорания. В таких случаях вместо несостоявшейся звезды формируется коричневый карлик.

Кумар вычислил, что минимальная масса нарождающейся звезды равна 0,07 массы Солнца, если речь идет о сравнительно молодых светилах населения I, которым положили начало облака с повышенным содержанием элементов тяжелее гелия. Для звезд населения II, возникших более 10 млрд лет назад, во времена, когда концентрация этих элементов в космическом пространстве была намного меньшей, она составляет 0,09 солнечной массы. Кумар нашел также, что формирование типичного коричневого карлика занимает около миллиарда лет, а его радиус не превышает 10 % радиуса Солнца. Наша Галактика, как и другие звездные скопления, должна содержать великое множество таких тел, но их трудно обнаружить из-за слабой светимости.

Со временем эти оценки не особенно изменились. Сейчас считают, что временное возгорание водорода у протозвезды, родившейся из относительно молодых молекулярных облаков, происходит в диапазоне 0,070–0,075 солнечных масс и длится от 1 до 10 млрд лет (для сравнения: красные карлики, самые легкие из настоящих звезд, способны светить сотни миллиардов лет!). При этом термоядерный синтез компенсирует не более половины потери лучистой энергии с поверхности коричневого карлика, в то время как у настоящих звезд главной последовательности степень компенсации составляет 100 %. Поэтому несостоявшаяся звезда охлаждается даже при работающей водородной топке и тем более продолжает остывать после ее заглушки.

Протозвезда с массой менее 7 % солнечной поджечь водород вообще не способна. Правда, в ее недрах может вспыхнуть дейтерий, поскольку его ядра сливаются с протонами уже при температурах в 600 000–700 000 K, порождая гелий-3 и гамма-кванты. Но дейтерия в космосе совсем немного (на 43 000 атомов водорода приходится всего 1 атом дейтерия), и его запасов чаще всего хватает лишь на несколько миллионов (или, максимально, десятков миллионов) лет. Собственно говоря, с поджога дейтерия начинается жизнь любой звезды, но у звезд с большой массой эта стадия быстро переходит в фазу водородного горения, до достижения которой (то есть до выхода на главную последовательность) звезда обычно сохраняет аккреционный диск, подпитывающий ее новым веществом и обеспечивающий ее рост. По последним данным, время жизни таких дисков может достигать 5–6 млн лет.

Ядра газовых сгустков, меньших 0,012 массы Солнца (что составляет 13 масс Юпитера), не разогреваются даже до порога поджога дейтерия и посему не способны к термоядерным реакциям. Многие астрономы полагают, что именно здесь и проходит граница между коричневым карликом и планетой. По мнению представителей другого лагеря, коричневым карликом можно считать и газовый сгусток полегче, если он возник в результате коллапса первичного облака космического газа, а не родился из газопылевого диска, окружающего только что вспыхнувшую нормальную звезду. Впрочем, любые подобные определения — дело вкуса.

Еще одно уточнение связано с литием-7, который, как и дейтерий, образовался в первые минуты после Большого взрыва. Литий вступает в термоядерный синтез при несколько меньшем нагреве, нежели водород, и потому загорается, если масса протозвезды превышает 0,055–0,065 солнечной. Однако лития в космосе в 100 000 раз меньше, чем дейтерия, и поэтому с энергетической точки зрения его вклад совершенно ничтожен.

Вернемся к электронному ферми-газу коричневых карликов. Принцип Паули утверждает, что два электрона, входящие в одну и ту же систему, не могут пребывать в одинаковом квантовом состоянии. В ферми-газе состояние электрона определяется его импульсом, положением и спином, который принимает всего два значения. Это означает, что в одном и том же месте может находиться не более двух электронов с одинаковыми импульсами (и, естественно, противоположными спинами). А поскольку в ходе гравитационного коллапса электроны пакуются во все уменьшающийся объем, они занимают состояния с возрастающими импульсами и, соответственно, энергиями. Это означает, что по мере сжатия протозвезды увеличивается внутренняя энергия электронного газа. Эта величина определяется чисто квантовыми эффектами и не связана с тепловым движением, а посему в первом приближении не зависит от температуры. Более того, при достаточно высокой степени сжатия энергия ферми-газа многократно превосходит тепловую энергию хаотического движения электронов и атомных ядер.

Отсюда проистекают важные последствия. Возрастание энергии электронного газа увеличивает его давление, которое также не зависит от температуры и растет гораздо сильнее давления теплового. Именно оно противостоит тяготению вещества протозвезды и прекращает ее гравитационный коллапс. Если это случается до достижения температуры поджога водорода, коричневый карлик остывает сразу после непродолжительного по космическим масштабам выгорания дейтерия. Если протозвезда пребывает в пограничной зоне и имеет массу 0,070–0,075 солнечной, она еще миллиарды лет жжет водород, однако на ее финал это не влияет. В конце концов квантовое давление электронного ферми-газа настолько понижает температуру звездного ядра, что горение водорода останавливается. И хотя его запасов хватило бы на десятки миллиардов лет, поджечь их коричневый карлик уже больше не сможет. Этим-то он и отличается от самого легкого красного карлика, выключающего ядерную топку, лишь когда весь водород превратился в гелий.

Существует еще одно отличие звезды главной последовательности от коричневого карлика, опять-таки связанное со свойствами ферми-газа. Обычная звезда не только не остывает, теряя лучистую энергию, но, как это ни парадоксально, нагревается. Это происходит потому, что звезда сжимает и разогревает свое ядро, что сильно увеличивает темпы термоядерного горения (так, за время существования нашего Солнца его светимость возросла по крайней мере на четверть). Иное дело — коричневый карлик, сжатию которого препятствует квантовое давление электронного газа. Вследствие излучения с поверхности он остывает подобно камню или куску металла, хотя, как и нормальная звезда, состоит из горячей плазмы. Перейти в кристаллическое состояние коричневые карлики не могут, для этого нет физических условий.

21. От теории к открытию.

Погоня за коричневыми карликами была долгой. Даже у самых массивных представителей этого семейства, которые в юности излучают пурпурный свет, температура поверхности не превышает 2000 K, а у тех, что полегче и постарше, — порой не достигает и 1000 K. Хотя в излучении этих объектов присутствует и оптическая компонента, она очень слаба. Поэтому их лучше всего искать с помощью инфракрасной аппаратуры высокого разрешения, которая появилась лишь в 1980-е гг.

Именно тогда появились сообщения о претендентах на роль коричневых карликов. Первые подобные заявления не выдержали проверки, и реальное открытие предсказанных Кумаром псевдозвезд состоялось лишь в 1995 г. Пальма первенства принадлежит группе астрономов во главе с профессором Калифорнийского университета в Беркли Гибором Басри. Они изучали чрезвычайно тусклый объект PPl 15 из скопления Плеяд, который ранее обнаружила группа гарвардского астронома Джона Стауффера. По предварительным данным, его масса составляла 0,06 массы Солнца, и он вполне мог оказаться коричневым карликом. Но оценка была весьма приблизительной, и на нее нельзя было полагаться. Профессор Басри и его коллеги решили эту задачу с помощью литиевой пробы, которую незадолго до того придумал испанский астрофизик Рафаэль Реболо. Идея оказалась удачной — метод сработал.

Гибор Басри и его коллеги работали на первом десятиметровом телескопе гавайской обсерватории имени Кека, который вступил в действие в 1993 г. Они решили воспользоваться литиевой пробой, поскольку та позволяла отличить коричневые карлики от близких по массе красных карликов. Красные карлики очень быстро выжигают литий-7, а почти все коричневые карлики к такому не способны. Тогда считали, что возраст Плеяд составляет около 70 млн лет, и за это время даже наиболее легкие красные карлики должны полностью избавиться от лития. Если бы в спектре PPl 15 нашли литий, то появились бы основания утверждать, что это коричневый карлик.

Задача оказалась непростой. Первый спектрографический тест в ноябре 1994 г. действительно выявил литий, а вот второй, контрольный, в марте 1995 г. этого не подтвердил. Однако первые результаты все же были правильными — PPl 15 оказался парой коричневых карликов, обращающихся вокруг общего центра масс всего за шесть суток. Поэтому спектральные линии лития то сливались, то расходились — из-за этого их и не увидели в ходе второго теста. Попутно ученые обнаружили, что Плеяды старше, нежели считалось ранее.

В том же 1995 г. появились сообщения об открытии еще двух коричневых карликов. Рафаэль Реболо и его коллеги по Астрофизическому институту Канарских островов обнаружили в Плеядах карлик Teide 1, который был идентифицирован также с помощью литиевого метода. А в самом конце 1995 г. исследователи из Калтеха и Университета Джонса Хопкинса сообщили, что красный карлик Gliese 229, который находится всего в 19 световых годах от Солнечной системы, обладает компаньоном. Этот спутник в 20 раз тяжелее Юпитера, и в его спектре имеются линии метана. Молекулы метана разрушаются, если температура превышает 1500 K, в то время как атмосферная температура наиболее холодных нормальных звезд всегда больше 1700 K. Это обстоятельство позволило признать Gliese 229-B коричневым карликом даже без литиевого теста. Сейчас известно, что его поверхность нагрета всего до 950 K, так что этот карлик — очень холодный.

После открытия коричневых карликов гарвардская система была дополнена еще парой спектральных классов. Скорее всего, дело этим не закончится. Уже задействован класс Y, зарезервированный для ультрахолодных коричневых карликов, нагретых ниже 600 K. Их спектры должны иметь такие характерные особенности, как четкие линии поглощения аммиака (а при температурах менее 400 K и паров воды). Поскольку все коричневые карлики обречены остывать, объектов Y-класса должно в процентном отношении становиться все больше и больше, хотя пока их открыто немного.

Астрономы постоянно узнают новое о коричневых карликах. Так, в конце ноября 2010 г. ученые из Чили, Англии и Канады сообщили об открытии в созвездии Девы всего в 160 световых годах от Солнца звездной пары из двух карликов — белого и коричневого. Последний принадлежит к числу самых горячих карликов Т-класса (его атмосфера нагрета до 1300 K) и по массе равен 70 Юпитерам. Оба небесных тела гравитационно связаны, хотя их и разделяет огромная дистанция — около одного светового года. В последние годы у коричневых карликов обнаружили и планеты, но об этом будет рассказано в главе 24.

В мае 2011 г. появилось сообщение об открытии ультрахолодного коричневого карлика BD+01 2920B с поверхностной температурой порядка 670 K, который на 99 % состоит из водорода и гелия. Его масса равна 35 массам Юпитера. Существуют коричневые карлики и похолоднее. Самым холодным коричневым карликом в начале 2020 г. считался WISE 0855–0714 с температурой в диапазоне от 225 до 260 K. Стоит отметить, что, когда писалась эта книга, на 235-й конференции Американского астрономического общества в Гонолулу было сообщено об открытии коричневого карлика WISE J0830+2837 с температурой поверхности, равной температуре человеческого тела (310 K или 37 °C).

В общем, электронный ферми-газ царствует и правит в недрах карликов любого цвета, причем нередко с парадоксальными последствиями.

22. Один хорошо, а два лучше.

До сих пор я по преимуществу ограничивался белыми карликами, которые рождаются из светил, не имеющих гравитационно связанных близких соседей. Теперь стоит вспомнить, что примерно половина звезд входит в двойные системы или даже системы большей кратности, скажем тройные и четверные. Иногда дистанции между спаренными звездами настолько малы, что становится возможным переток вещества из одной звезды в другую. В таких системах тоже могут рождаться белые карлики — однако со своими особенностями. Их полное перечисление завело бы нас слишком далеко, поэтому ограничусь двумя примерами.

Как уже выше говорилось, одиночная звезда с начальной массой свыше 11 солнечных масс не имеет шансов превратиться в белый карлик. Другое дело, если у нее есть звезда-компаньон с меньшей массой. Как показывают модельные симуляции, в этом случае даже звезда несколько (но не слишком!) тяжелее 11 солнц может стать кислородно-неоновым белым карликом с массой от 1,1 до 1,4 массы Солнца. Особенно удивляться этому не приходится. Как писал ныне полузабытый классик марксизма, нельзя жить в обществе и быть свободным от его влияния.

Двойная система может состоять и из пары белых карликов. При определенных условиях члены такой пары могут терять кинетическую энергию, сближаться, сталкиваться и сливаться. Такие столкновения — явление не слишком частое, но вполне возможное. Согласно данным, опубликованным в 2018 г., доля белых карликов, родившихся в результате подобных слияний, может доходить до нескольких процентов. Более того, последствия таких событий поддаются теоретической симуляции. Например, в 2016 г. был опубликован сценарий столкновения двух углеродно-кислородных белых карликов, чья суммарная масса превышает предел Чандрасекара. Такой катаклизм может закончиться возникновением нейтронной звезды либо привести к рождению массивного белого карлика — кислородно-неонового или даже кремниевого.

Можно спросить, с какой стати карликам дрейфовать друг к другу? В конце концов, Земля и другие планеты обращаются вокруг Солнца миллиарды лет, но не проявляют намерения упасть в его огненные объятья. Основная причина проста и универсальна — излучение гравитационных волн. Из ОТО следует, что любая звездная пара (а также, скажем, Земля и Луна или Земля и Солнце) генерирует гравитационные волны, которые уносят энергию в окружающее пространство. В результате система теряет энергию, и входящие в нее тела постепенно сближаются (астрономы называют такое движение вековым). Однако все дело в темпах потери. В случае Земли или даже гиганта Юпитера она чрезвычайно мала, а вот для пары белых карликов может оказаться довольно значительной. В начале 1960-х гг. два американских астронома, уже упоминавшийся Джесси Гринстайн и Роберт Крафт, вместе с физиком Джоном Мэтьюсом показали, что излучение гравитационных волн должно приводить к возникновению тесных пар белых карликов, имеющих очень короткие периоды орбитального движения (отмечу, что и нейтронные звезды, и черные дыры тогда еще не были открыты и существовали лишь как теоретические объекты). Сейчас такие пары уже известны из наблюдений, хотя и в небольшом количестве. Чтобы рассказать о них подробней, нам понадобятся сведения о гравитационных волнах.

23. Кое-что о волновой гравитации.

Часто говорят, что гравитационные волны — распространяющиеся в пространстве возмущения поля тяготения. Такое определение правильно, но неполно. Согласно ОТО, тяготение возникает из-за искривления пространственно-временного континуума. Гравитационные волны — это флуктуации пространственно-временной метрики, которые проявляют себя как колебания гравитационного поля. По этой-то причине их часто называют пространственно-временной рябью — сравнение образное, хотя и сильно заезженное.

Источником гравитационных волн служат любые движения материальных тел, приводящие к неоднородному изменению силы тяготения в окружающем пространстве. Движущееся с постоянной скоростью тело ничего не излучает, поскольку характер его поля тяготения не изменяется. Для испускания гравитационных волн необходимы ускорения, однако отнюдь не всякие. Цилиндр, который вращается вокруг своей главной оси, испытывает ускорение (вспомним школьный курс физики), однако его гравитационное поле остается повсюду однородным, и волны не возникают. А вот если раскрутить этот цилиндр вокруг другой оси, поле начнет осциллировать, и от цилиндра во все стороны побегут гравитационные волны.

Тот, кто помнит, что такое квадрупольный момент, сразу догадается, что при таком вращении меняется скорость изменения квадрупольного момента цилиндра — то есть вторая производная от величины момента по времени (строго говоря, речь должна идти о тензоре квадрупольного момента, но это уже математические тонкости). Таково проявление общего правила: если вторая производная квадрупольного момента системы тяготеющих масс отлична от нуля, эта система излучает гравитационные волны. Поэтому, в частности, источником таких волн служат любые два космических объекта, обращающиеся вокруг барицентра.

Гравитационные волны обладают множеством интереснейших свойств, но, поскольку нельзя объять необъятное, ограничимся основными. Во-первых, в пустом пространстве они распространяются со скоростью света. Более того, эта скорость практически всегда сохраняется при встрече с материальными объектами, так что гравитационные волны не претерпевают преломления. Экстремально сверхплотное вещество способно уменьшить скорость гравитационных волн, но в прочих случаях этот эффект пренебрежимо мал. Амплитуды гравитационных волн угасают при удалении от источника, однако вовсе не падают до нуля. Можно сказать, что единожды возникшая гравитационная волна обречена на вечную жизнь. В частности, Вселенная должна быть пронизана реликтовыми гравитационными волнами, унаследованными от эпохи космической инфляции, о которой пойдет речь в последней главе. В них закодирована информация о строении «зародышевой» Вселенной, которую, правда, еще надо умудриться расшифровать.

Во-вторых, гравитационные волны поперечны. Это означает, что такая волна искажает структуру пространства в плоскости, перпендикулярной вектору ее распространения. Твердое тело, попавшее в область волнового гравитационного фронта, будет испытывать деформации именно в этой плоскости (какие именно, зависит от характера волны). В простейшем случае пространство периодически растягивается и сжимается вдоль двух взаимно перпендикулярных направлений, лежащих в этой плоскости.

В-третьих, утверждение ОТО, что гравитационные волны могут генерироваться только за счет изменения квадрупольного момента (и конечно, более высоких моментов), имеет очень интересную интерпретацию в квантовой теории поля. В этом контексте оно означает, что спин гравитона, кванта гравитационных волн, равен двум. Аналогично возможность генерирования электромагнитных волн благодаря изменениям дипольного момента системы зарядов (тут тоже требуется отличие от нуля второй производной) на квантовом языке означает, что спин фотона равен единице. К нашей основной теме эта информация отношения не имеет, но уж больно она красива!

Гравитационное излучение от земных источников чрезвычайно слабо. Возьмем стальную колонну массой 10 000 тонн, подвесим за центр в горизонтальной плоскости и раскрутим вокруг вертикальной оси до десяти оборотов в секунду (намного быстрее не получится — сталь начнет рваться). Мощность гравитационного излучения такой гигантской вертушки составит примерно 10^–24 ватта. Так что ученые давно знали, что единственная надежда обнаружить гравитационные волны в сколь-нибудь близком будущем состоит в том, чтобы найти источник гравитационного излучения, пришедшего из космоса.

В этом плане весьма перспективны тесные двойные звезды. Причина проста: мощность гравитационного излучения такой системы (и, следовательно, потеря ее энергии на это излучение) меняется в обратной пропорции к пятой степени ее поперечника. Таким образом, при сближении звезд она растет очень быстро, особенно на самых малых дистанциях. Потери энергии дополнительно увеличиваются в разы, если звезды обращаются вокруг барицентра не по круговым, а по сильно вытянутым орбитам.

Самыми эффективными генераторами гравитационного излучения служат пары вращающихся вокруг друг друга компактных объектов — белых карликов, нейтронных звезд или черных дыр. Все знают, что излучение сближающихся черных дыр, а потом и нейтронных звезд на последних долях секунды перед их слиянием уже было несколько раз детектировано (в 2015 г. и позднее) американской гравитационной обсерваторией LIGO и ее итальянским партнером Virgo. Гравитационное излучение белых карликов пока удалось подтвердить лишь косвенно. Впервые это было сделано около 15 лет назад на основе рентгеновских и оптических наблюдений двойной системы HM Рака (другое название RX J0806.3+1527) с орбитальным периодом 5 минут 21,5 секунды, которая удалена на 1600 световых лет от Солнца. Она образована белыми карликами с одинаковой массой, равной половине солнечной, удаленными друг от друга приблизительно на 80 000 км. Период этой системы каждый год уменьшается на 1,2 миллисекунды — в полном соответствии с результатами вычислений, выполненных на основе ОТО. Позднее аналогичные результаты были получены еще для нескольких двойных белых карликов.

24. Совсем тесная пара.

В июле 2019 г. астрономы из США, ФРГ и Израиля сообщили об открытии чрезвычайно компактной двойной системы ZTF J1539+5027, образованной белыми карликами[29]. Их массы вполне обычны — 0,61 и 0,21 массы Солнца. Радиус более массивного партнера округленно равен 10 860 км, а более легкого — 21 850 км. Они обращаются вокруг барицентра по сильно вытянутым эллиптическим орбитам, совершая один оборот за 6 минут 55 секунд. Столь короткий период объясняется очень малой (конечно, по астрономическим масштабам) суммой больших полуосей их орбит относительно барицентра. Она составляет лишь 78 000 км, что почти в пять раз меньше среднего расстояния от Земли до Луны! Длина большой полуоси орбиты легкого карлика пары равна 58 200 км, а тяжелого — 19 800 км. Теперь вспомним, что радиус Сатурна — 58 232 км. Так что, если поместить барицентр в его геометрический центр, обе орбиты окажутся внутри планеты.

ZTF J1539+5027 не может считаться абсолютным чемпионом среди двойных белых карликов по малости орбитального периода. Самой короткопериодической системой до сих пор остается HM Рака, о которой у нас чуть выше шла речь в связи с сокращением ее орбитального периода из-за гравитационного излучения. Еще один двойной белый карлик с 9,5-минутным периодом — это V407 Vul, открытый в 2000 г. Однако ZTF J1539+5027 на сегодня является самой короткопериодической парой белых карликов, которые на каждом обороте дважды (то есть примерно раз в 3,5 минуты) перекрывают свет друг друга, доходящий до земных наблюдателей (такие двойные звезды называют затменными). Второе место в этом списке занимает пара белых карликов WD J0651+2844, которые затмевают друг друга каждые шесть с небольшим минут (дважды в течение орбитального периода, равного 12 минутам 45 секундам). Дистанция между ними приблизительно равна 115 000 км. Более тяжелый карлик имеет массу 0,49 массы Солнца при радиусе около 9880 км. Масса второго равна 0,247 солнечной, а радиус 25 820 км.

Новооткрытые карлики сильно отличаются по степени нагрева. Эффективная температура более массивного карлика, измеренная на базе спектроскопии его излучения, приближается к 50 000 K. Температура его легкого партнера пока точно не измерена, однако, во всяком случае, не превышает 10 000 K.

Данные о массах и радиусах новооткрытой пары (и, для сравнения, также системы WD J0651+2844) хорошо иллюстрируют важную особенность белых карликов. Как уже говорилось, радиус этих звезд обратно пропорционален корню третьей степени из массы. Следовательно, с увеличением массы он не возрастает, а падает, что видно и в данном случае. Это противоречит интуиции (для сравнения: радиус звезд солнечного типа приблизительно пропорционален квадратному корню их массы, поэтому чем тяжелее звезда, тем она больше), но такова природа белых карликов. Она проявляется и в аномально большом радиусе самого легкого из известных белых карликов J0917+46, о котором речь пойдет ниже.

Затменные двойные звезды (включая, естественно, и белые карлики), если так можно выразиться, очень выгодны для наблюдений. Фотометрические промеры кривой блеска такой пары позволяют точно определить частоту затмений, а тем самым и ее орбитальный период. Не вдаваясь в подробности, отмечу, что эта информация вкупе с данными об орбитальных скоростях звезд (которые измеряются по смещению спектральных линий на основе эффекта Доплера) сильно облегчает определение их масс и геометрических характеристик орбит. В двух описанных случаях астрономам очень помогло то обстоятельство, что обе орбиты видны почти с ребра (угол между перпендикуляром к плоскости орбиты и лучом зрения равен 84° для системы ZTF J1539+5027 и 87° для WD J0651+2844). Такое расположение орбит сильно способствует спектроскопическому определению орбитальных скоростей.

ZTF J1539+5027, как и прочие тесные пары белых карликов, интенсивно излучает гравитационные волны. К сожалению, их невозможно детектировать ни уже действующими гравитационными антеннами LIGO и Virgo, ни их будущими партнерами, которые, скорее всего, построят и запустят в следующем десятилетии. Дело здесь даже не в слабости гравитационно-волновых сигналов от таких пар, а в их низкочастотности. Частота гравитационного излучения звездной пары приблизительно (а если звезды обращаются по круговым орбитам, то точно) равна удвоенной частоте орбитального вращения. Поскольку орбитальные периоды тесных пар белых карликов составляют минуты или десятки минут, соответствующие частоты измеряются тысячными долями герца (миллигерцами). В этом и состоит препятствие, так как чувствительность любых наземных детекторов гравитационных волн ограничена снизу частотами порядка герца. Такое ограничение накладывают сейсмические шумы нашей планеты, которые невозможно устранить никакими демпфирующими устройствами.

Однако положение вовсе не безнадежно. Гравитационные сигналы спаренных белых карликов можно будет засечь с помощью космической гравитационной обсерватории LISA (Laser Interferometer Space Antenna), которая, как предполагается, может быть запущена где-то около 2034 г. Эти наблюдения позволят получить дополнительную информацию о параметрах системы ZTF J1539+5027 и надежно определить ее расстояние до Солнца. Вытекающие отсюда возможности детально проанализированы в статье Тайсона Литтенберга и Нила Корниша «Перспективы измерения гравитационных волн ZTF J1539+5027» (Prospect for Gravitational Wave Measurement of ZTF J1539+5027), которая 23 августа 2019 г. появилась в The Astrophysical Journal Letters. Поскольку о системе ZTF J1539+5027 сейчас известно очень много, она сможет послужить своего рода опорной базой для наблюдений на интерферометре LISA. Литтенберг и Корниш полагают, что собранные сведения помогут уточнить скорость распространения гравитационных волн. Согласно ОТО, она равна скорости света, однако некоторые теории допускают несовпадение этих скоростей. Выявление таких различий стало бы открытием фундаментальной важности. Напротив, если новые измерения покажут, что обе скорости могут разниться намного меньше, чем допускали результаты прежних наблюдений, фундамент ОТО вновь укрепится.

Двойные системы HM Рака и V407 Vul были открыты благодаря детектированию периодических всплесков рентгеновского излучения, исходящего из этих систем. В обоих случаях оно генерируется из-за аккреции плазмы с одного из карликов на поверхность другого. Система ZTF J1539+5027, напротив, не является рентгеновским источником, что свидетельствует об отсутствии значительной аккреции — по крайней мере, в настоящее время. А далее возможны варианты. Сейчас орбитальный период этой пары каждую секунду уменьшается приблизительно на 2,7 × 10^–11 секунд — это 0,85 миллисекунды за год. Согласно вычислениям, через 130 000 лет он дойдет примерно до пяти минут. Как утверждают авторы упоминавшейся выше статьи в Nature, на этом этапе начнется интенсивный перенос вещества с легкого карлика (имеющего, напомню, больший радиус) на массивный. Дальнейшая судьба этой системы будет зависеть от характера переноса, который однозначно не прогнозируется.

Существование столь тесных пар белых карликов может показаться удивительным, но на самом деле это вполне рядовая ситуация. Они рождаются в результате естественной эволюции двойных систем со сближающимися звездами главной последовательности. Такое сближение происходит в результате повторяющихся обменов вещества, которое перетекает от звезды к звезде через горловины Роша. При подходящих условиях оно приводит к потере двойной системой момента импульса и уменьшению дистанции между членами пары. Как показывают компьютерные симуляции, даже при начальном межзвездном расстоянии в несколько десятков или сотен миллионов километров, оно всего лишь за 10–100 миллионов лет может дойти до нескольких сотен тысяч или максимум миллиона километров. На этой стадии звезды могут превратиться в белые карлики, которые будут сближаться еще быстрее за счет испускания гравитационных волн.

И это отнюдь не только теория. В последние годы в нашей Галактике были обнаружены десятки очень тесных двойных систем с периодами продолжительностью всего лишь в несколько часов. Со временем они превратятся в совсем уж тесные пары белых карликов.

Могут ли белые карлики располагать планетами или даже — чем черт не шутит — планетными системами? До недавнего времени это считалось лишь теоретически возможным. На что указывало наблюдение белых карликов, окруженных газопылевыми дисками, — карликов с такими свитами известно не так много, но они, вне всякого сомнения, существуют. А в таких дисках в принципе могут обретаться и тела макроскопических размеров.

Информация о возможном открытии первого такого тела была обнародована весной 2019 г. Кристофер Мансер и его коллеги обнаружили периодические сдвиги спектральных линий излучения горячего диска, окружающего белый карлик SDSS J122859.93+104032.9, удаленный от Солнца на 400 световых лет. Они интерпретировали их как результат возмущений вещества диска, вносимых движением тела диаметром от 4 до 600 км, которое обращается вокруг карлика на очень малой высоте — от 2 до 200 км[30]. По масштабам Солнечной системы это не планета, а только астероид, но все же не из самых малых.

А в самом конце 2019 г. появилось куда более сенсационное сообщение. Команда астрофизиков из Британии, ФРГ и Чили объявила о вероятном открытии крупной планеты, обращающейся на близком расстоянии от горячего белого карлика WDJ0914+1914 из созвездия Рака, отделенного от нас дистанцией в 1500 световых лет[31]. Как показали наблюдения на телескопе Very Large Telescope, принадлежащем Европейской южной обсерватории (Чили), он окружен газовым диском, состоящим в основном из водорода, кислорода и серы. Карлик стягивает на себя (аккрецирует) вещество диска в количестве 3300 тонн за секунду. Ученые полагают, что источником этого газа служит планета с массой порядка массы Нептуна, которая обращается вокруг белого карлика по эллиптической орбите с большой полуосью в 15 солнечных радиусов (приблизительно 10 млн км). Излучение карлика испаряет ее газовую оболочку и тем самым обеспечивает устойчивую аккрецию из диска на его поверхность.

Авторы статьи в Nature смоделировали будущее этой странной пары. Сейчас поверхность WDJ0914+1914 нагрета до 27 750 K. Через 350 млн лет он остынет настолько, что атмосфера планеты-спутника практически перестанет испаряться. Планета к тому времени потеряет не более 4 % своей первоначальной массы.

Правда, сателлит белого карлика WDJ0914+1914 был обнаружен по косвенным признакам, и потому его открытие пока не вполне достоверно. Однако уже в сентябре 2020 г. в журнале Nature появилось сообщение о другом белом карлике, чей спутник удалось отловить с помощью прямых оптических наблюдений. Это старый и довольно холодный белый карлик WD1856+534, удаленный от Земли на 81 световой год. Вокруг него на небольшой дистанции обращается крупное небесное тело с радиусом в 10 раз больше земного, которое делает один оборот всего за 34 часа. Оно периодически и весьма сильно экранирует доходящий до Земли свет белого карлика, чем и выявляет свое присутствие на близкой к карлику орбите. Его массу пока измерить не удалось, но она наверняка не превышает 14 масс Юпитера. Авторы статьи в Nature считают, что новооткрытый спутник белого карлика WD1856+534, скорее всего, представляет из себя планету юпитерианского типа, однако в принципе может оказаться и легким коричневым карликом. Интересно, что сам белый карлик имеет компаньонов и посолиднее, поскольку входит в состав тройной звездной системы. Так что теперь наличие планет вокруг белых карликов можно считать если не полностью доказанным, то, во всяком случае, куда более вероятным.

25. Послесолнечный карлик.

Из сказанного ясно, что белым карликом со временем станет и наше Солнце. Посмотрим, как это произойдет.

Наше светило за время жизни уже успело сжечь немалую часть своего водорода. Солнечное ядро постепенно сжимается и разогревается. Это увеличивает светимость Солнца, которая после его превращения из протозвезды в звезду главной последовательности уже выросла на 25–30 % — а процесс идет и будет идти. Через 5,4 млрд лет горение водорода в центральной зоне Солнца прекратится, поскольку водорода там уже не будет, но он продолжит гореть в прилегающем слое. Давление в этой зоне быстро увеличится, Солнце потеряет гидростатическую устойчивость и начнет расширяться, превращаясь в красный гигант. Этот процесс займет около 2 млрд лет и приведет к тому, что солнечный радиус вырастет примерно в 250 раз, светимость увеличится в 2700 раз, а температура поверхности упадет до 2600 K. В этой фазе многократно возрастет интенсивность солнечного ветра, в результате чего Солнце потеряет около 30 % массы.

На этом изменения не закончатся. Когда возраст Солнца немного превысит 12 млрд лет, температура ядра достигнет сотни миллионов кельвинов, и в его центре загорится гелий — с образованием углерода и кислорода. В это время ставшее красным гигантом Солнце сожмется примерно в 20 раз, так что его радиус составит 11 радиусов стабильного периода. Температура поверхности вновь повысится, хотя и не до прежнего уровня — только до 4770 K (так что Солнце из красного станет оранжевым).

Стадия гелиевого горения будет не слишком продолжительной, примерно 100 млн лет. На периферии ядра в это время будет дожигаться водород, причем зона его сгорания вновь сдвинется по направлению к поверхности. К концу этой эпохи гелий загорится вокруг ядра, в то время как в самом ядре реакции синтеза уже прекратятся. Солнце опять потеряет стабильность, его внешние слои вторично раздуются практически до прежнего максимума, и оно превратится в так называемую звезду асимптотической ветви гигантов (АВГ) с температурой поверхности около 3500 K.

Жизненный срок этого исполина окажется совсем коротким, всего лишь 30 млн лет. В центре его ядра быстро накопится большое количество углерода и кислорода, которые вспыхнуть не смогут — не хватит температуры. Внешний гелиевый слой будет продолжать гореть, постепенно расширяясь и в силу этого охлаждаясь. Скорость термоядерного сгорания гелия чрезвычайно быстро растет с повышением температуры и падает с ее снижением. Поэтому внутри звезды АВГ начнутся мощные пульсации, которые выбросят ее атмосферу в космос со скоростью в десятки километров в секунду. Разлетающаяся звездная оболочка под действием ионизирующего ультрафиолетового излучения нижележащих звездных слоев ярко засияет едва ли не всеми цветами радуги и станет тем, что астрономы называют планетарной туманностью. Через тысячи или в максимуме десятки тысяч лет туманность остынет, потемнеет и рассеется в пространстве.

Что касается ядра, то там превращение элементов прекратится вовсе, и оно будет светить лишь за счет накопленной тепловой энергии, все больше и больше угасая и остывая. Сжаться в нейтронную звезду или черную дыру оно не сможет — не хватит массы. Поэтому Солнце даст начало типичному углеродно-кислородному белому карлику с массой чуть больше половины (точнее, 54 %) нынешней массы нашего светила. Где-то через 1 трлн лет он остынет до десятков кельвинов, практически перестанет излучать тепло и превратится в черный карлик.

26. Сага о двух Сириусах в настоящем…

Солнце, к нашему великому счастью, одиночное светило (иначе возникновение жизни на Земле было бы проблематичным). Для сравнения полезно взглянуть на двойную звездную систему, которая неоднократно упоминалась, — на пару Сириусов. Вернее, на Сириус В, который справедливо считают самым знаменитым белым карликом.

В принципе, он это заслужил, и не только потому, что открытие спутника Сириуса в свое время стало астрономической сенсацией. Это ближайший к нам белый карлик, к тому же самый яркий. Так что не стоит удивляться, что астрономы знают о нем очень много. Правда, его наблюдаемая звездная величина (8,44) известна лишь с точностью до 6 %. Винить за это следует великолепный Сириус А, чей блеск затмевает спутник-компакт. Будь Сириус В одиночной звездой, его звездную величину знали бы с погрешностью меньше 1 %.

Масса Сириуса В — 1,018 массы Солнца (что много для белого карлика), радиус — 8,4 % солнечного радиуса (5840 км). Столь точные значения были получены благодаря информации «Хаббла», хотя свой вклад внесли и другие космические обсерватории. Ускорение свободного падения на его поверхности без малого в 5000 раз больше земного — 4680 км/с². Поэтому кидать предметы с наклонной башни (как в экспериментах, которые без каких-либо оснований приписывают Галилею) там бы не получилось. Хотя водородная атмосфера Сириуса В нагрета до 25 200 K, его светимость равна 5,6 % солнечной — естественно, в силу сравнительно малой площади поверхности.

Сириусы обращаются относительно барицентра с периодом 50 лет и 1 месяц. Их орбиты сильно вытянуты, расстояние между звездами в минимуме составляет 8,2 астрономические единицы (а.е.), а в максимуме — увеличивается до 31,5 а.е. Это не слишком много и не слишком мало — в общем, вполне обычная звездная пара.

Подобно Солнцу и другим звездам солнечного типа, Сириус В светит не только в инфракрасных лучах, видимом диапазоне и ультрафиолете, но и в мягком рентгене. Его рентгеновское излучение детектировали в середине 1970-х гг. астрофизики из Нидерландов с помощью спутника ANS (Astronomical Netherlands Satellite). Это сообщение сильно озадачило астрономов. У Солнца (и сходных с ним звезд) источником рентгена служит корона — оболочка из разреженной плазмы, нагретой до 2–3 млн K. При такой температуре во время столкновений атомов электроны могут перескочить на столь высокий энергетический уровень, что при обратном переходе произойдет испускание рентгеновских квантов. Такое же объяснение первооткрыватели предложили и для Сириуса В[32], однако коллеги встретили его с недоверием. Дело даже не в том, что гипотетическая плазменная оболочка Сириуса В никак не проявила себя в прямых наблюдениях — это было вполне ожидаемым. Ученые не могли найти разумное объяснение ее нагрева до нужных температур. Для Солнца такие объяснения существуют (правда, сложные и доказанные не до конца), однако они предполагают наличие сильных магнитных полей и плазменных конвективных струй в солнечной атмосфере. У Сириуса В нет ни сколько-нибудь заметного магнитного поля, ни ощутимых атмосферных возмущений, его оболочка очень стабильна. Астрофизики не понимали, каким образом у Сириуса В могла бы сформироваться корона с нужными характеристиками.

В 1976 г. эту загадку разрешил профессор Делавэрского университета Гарри Шипман. Его объяснение оказалось довольно простым и не потребовало изобретения экзотических механизмов генерирования рентгеновских лучей. Шипман показал, что атмосфера Сириуса В обладает повышенной прозрачностью для рентгеновских квантов, порожденных в нижележащих и в разы более горячих слоях белого карлика. Наблюдая рентгеновское излучение Сириуса В, астрономы фактически получали информацию о состоянии вещества под его поверхностью.

Это объяснение, конечно, годится не только для спутника Сириуса, но и для других белых карликов с чисто водородными оболочками. Если же в атмосфере даже в очень малых концентрациях присутствует гелий либо более тяжелые элементы, она непрозрачна для рентгеновского излучения.

27…А также в прошлом и в будущем.

Нынешний статус Сириуса А как самой яркой звезды на земном небосводе недолговечен — естественно, по космическим масштабам. Через 67 000 лет он (разумеется, вместе с компаньоном) сократит дистанцию до Солнца с нынешних 8,5 световых лет приблизительно до 7,6. Его звездная величина вместо современной –1,41 станет равной –1,6 (видимая яркость звезды или планеты тем больше, чем меньше ее звездная величина, так уж этот параметр определен в астрономии). Сириус А блеском сравняется с Юпитером — но лишь в фазе максимального удаления Юпитера от Земли. Позднее расстояние между системой Сириуса и Солнцем начнет расти, и через 3 млн лет некогда ярчайшее светило земного неба превратится во вполне рядовую звездочку пятой величины. Соответственно уменьшится и видимая яркость Сириуса В.

Возраст системы Сириуса известен достаточно точно. Эта пара возникла в ходе гравитационного сгущения газопылевого облака совсем недавно, всего-то 238 млн (±13 млн) лет назад. Солнце тогда светило уже больше 4 млрд лет, а наша планета проходила через середину триасового периода — времени господства динозавров. Юные Сириусы выглядели совсем иначе, нежели сегодня. Это были яркие звезды, обращавшиеся относительно барицентра всего за девять с небольшим лет (а не за пятьдесят, как ныне). Среднее расстояние между ними тоже было довольно скромным, где-то 8–9 а.е. — чуть больше, чем от Солнца до Сатурна.

Иерархия членов этой пары также не соответствовала сегодняшней. Сириус В появился на свет бело-голубой звездой спектрального класса В (скорее всего, B6V). Его масса превосходила солнечную пятикратно, полная светимость — приблизительно в 630 раз, а температура поверхности приближалась к 14 000 K. Сириус А был, как и сегодня, белой звездой класса А0 двойной солнечной массы, нагретой на поверхности почти до 10 000 K. В терминах бизнеса Сириус В был тогда старшим партнером, а Сириус А — младшим. То ли дело сегодня!

Впрочем, жалеть его не стоит. Сириус А светил и светит в прежнем режиме. А вот Сириус В за какую-то сотню миллионов лет сжег водородное топливо, прошел все положенные катаклизмы с непременным временным превращением в красного гиганта и сбросом внешних оболочек и 124 миллиона лет назад (на Земле был тогда меловой период) скукожился до белого карлика. Его поверхностная температура за это время упала почти впятеро, с тогдашних 120 000 K до нынешних 25 000 K. Дистанция между Сириусами (и, соответственно, их орбитальный период) возросла до нынешней из-за сброса Сириусом В расположенных над ядром слоев с потерей 80 % массы.

Современные методы расчета процессов остывания белых карликов позволяют довольно точно вычислить нынешний и будущий температурный режим Сириуса В. Со времени его открытия отцом и сыном Кларками он охладился на 0,009 K и сократился в радиусе приблизительно на 0,3 мм. Через 1 млрд лет его водородная оболочка остынет до 13 100 K и эволюция Сириуса В достигнет стадии пульсаций с периодами от 1 до 20 минут и колебаниями яркости от 0,1 до 20 % (механизм подобных пульсаций был рассмотрен выше). Астрономы называют этот этап фазой ZZ Кита, по имени белого карлика, чьи колебания блеска очень тщательно мониторили c 1970-х гг.

Пульсации некоторых белых карликов класса DA отличаются исключительным постоянством. Многолетние фотометрические наблюдения ZZ Кита показали, что длительность периода основной моды его пульсаций, которая сейчас равна 213 секунд, чрезвычайно мало увеличится и за сотни миллионов лет. Это позволяет считать ZZ Кита одним из самых стабильных естественных эталонов времени во Вселенной.

Сириус А тоже обречен стать космическим компактом, хотя по несколько иному сценарию, нежели Сириус В. Примерно через 700 млн лет он превратится в белый карлик с массой 0,6 массы Солнца. После того как это произойдет, обе звезды, как и раньше, будут обращаться вокруг своего барицентра, но с возросшим периодом — примерно 180 лет. Естественно, они будут охлаждаться и дальше — Сириус В быстрее, Сириус А с меньшей скоростью. Через 4 млрд лет, считая от нашей эпохи, температуры их оболочек сравняются на 6000 K. По цвету они не будут отличаться от нынешнего Солнца, чья атмосфера нагрета до такой же температуры. Затем оба белых карлика достигнут стадии кристаллизации своих недр — об этом процессе я уже рассказывал. И наконец, через 10 млрд лет Сириус А и Сириус В остынут до 3000 K, покраснеют, а позднее вообще перестанут излучать в оптическом диапазоне. Подобно Солнцу, где-то через 1 трлн лет оба они превратятся в черные карлики.

28. Первые звезды.

Возникновение белых карликов сильно отстало по времени от эры появления первых звезд. Процессы звездообразования и формирования звездных скоплений во времена юности нашей Вселенной стали изучать совсем недавно. И это неслучайно. Еще четверть века назад известна была лишь горсточка галактик, возникших около 7 млрд лет назад (этот порог соответствует космологическому красному смещению, превышающему единицу). Некоторые ученые открыто сомневались, что столь древние звездные скопления существуют в значительных количествах.

Устранению этого заблуждения помог случай. В 1995 г. руководитель научных программ «Хаббла» Роберт Уильямс попросил у нескольких авторитетных астрономов совета, как лучше использовать ту долю наблюдательного времени, которой он мог распорядиться по своему усмотрению. Часы горячих споров ни к чему не привели — все участники встречи отчаянно боролись за собственные программы. И тогда кто-то предложил направить телескоп в любую точку небесной сферы и «просверлить в ней максимально глубокую дыру» (именно так).

Эта идея оказалась на редкость плодотворной. В рамках нового проекта HDF (The Hubble Deep Field) орбитальная обсерватория больше 10 суток наблюдала участок небесной сферы площадью в 5,25 квадратных угловых минут. В результате было обнаружено несколько тысяч сверхдалеких галактик, часть которых (с красным смещением порядка 6) возникла лишь спустя 1 млрд лет после Большого взрыва. Тут уж стало совершенно ясным, что процесс возникновения звезд и звездных скоплений шел полным ходом, когда Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Дальнейшие наблюдения в рамках проектов HDF-South и Great Observatories Origins Deep Survey подтвердили эти выводы. Уже в январе 2011 г. астрономы из Нидерландов, США и Швейцарии сообщили о вероятной идентификации галактики с более чем десятикратным красным смещением, возникшей не позднее 480 млн лет после Большого взрыва. Можно надеяться, что уже в следующем десятилетии космические и наземные телескопы отловят звездный свет с двадцатикратным красным смещением, который ушел в космос, когда Вселенной было не больше 300 млн лет.

Отдельные звезды первого поколения, в отличие от древнейших галактик, пока не обнаружены. Это и понятно — их излучение приходит на Землю в виде чрезвычайно слабых потоков фотонов, отодвинутых красным смещением в дальнюю инфракрасную зону. Однако за несколько сотен миллионов лет от момента появления на свет эти звезды (их называют звездами населения III) настолько повлияли на состав межгалактического вещества, что есть надежда увидеть вызванные ими изменения в современные телескопы. С другой стороны, теоретики пока не очень хорошо разбираются в процессах, которые больше 13 млрд лет назад первыми запустили рождение звезд и звездных скоплений.

Звезды образуются из диффузной космической материи, сгустившейся под действием сил гравитации. В общих чертах этот механизм был понятен еще Ньютону, что следует из датированного 1692 г. письма, адресованного Ричарду Бентли. Поэтому Валентин Пильман — нобелевский лауреат из «Пикника на обочине» Стругацких — с полным основанием утверждал, что Ньютон был весьма проницательным человеком.

Естественно, современная наука сильно обогатила ньютоновское объяснение. В начале прошлого века британский астрофизик Джеймс Джинс доказал, что газовое облако коллапсирует лишь в том случае, если его масса превышает определенный предел, называемый массой Джинса. Когда газ стягивается к центру облака, его давление возрастает и начинает препятствовать сжатию. Если давление растет недостаточно быстро, облако продолжает коллапсировать и увеличивает плотность вещества в центральной зоне. Поскольку давление пропорционально температуре, а темп гравитационного сжатия растет вместе с массой, газовое облако коллапсирует тем легче, чем оно тяжелее и холоднее.

Эту общую схему стоит сопоставить с конкретными условиями, существовавшими во Вселенной, которой было несколько десятков миллионов лет. Космический газ в те времена состоял из водорода (76 %) и гелия (остальные 24 %) плюс совсем немного лития, образовавшихся через несколько минут после Большого взрыва. Температура этого газа не особенно отличалась от температуры реликтового микроволнового излучения, которая в те времена составляла около 100 K. Пространство было также заполнено темной материей, плотность которой была довольно высока (сейчас из-за расширения Вселенной она в десятки раз меньше). Темная материя, как и материя обычная, является источником тяготения и потому привносит свой вклад в полную гравитационную массу газовых облаков. В этих условиях масса Джинса составляет примерно 10⁵ солнечных масс. Это и есть нижний предел полной массы скоплений обычной (барионной) и темной материи, из которых могли возникнуть первые звезды. Для контраста следует отметить, что звезды нашей Галактики, в том числе и Солнце, появились на свет без всякой помощи темной материи.

Роль темной материи в запуске первоначального звездообразования исключительно важна. Ионизированный водородно-гелиевый газ, заполнявший пространство вплоть до эпохи возникновения нейтральных атомов (около 380 000 лет после Большого взрыва), был настолько «сглажен» взаимодействием с реликтовым электромагнитным излучением, что его плотность везде была практически одинаковой. Если бы темная материя оказалась равномерно распределена по космическому пространству, то локальным газовым сгусткам просто неоткуда было бы взяться, и звездообразование никогда бы не началось. Неоднородности в распределении темной материи возникли из-за флуктуаций квантовых полей, породивших ее частицы в первые мгновения после Большого взрыва. Поскольку темная материя не была подвержена нивелирующему действию реликтовой радиации, ее плотность кое-где несколько превышала средние значения. Эти максимумы плотности создавали гравитационные «колодцы», в которых собирались частицы газа.

Темная материя не только обеспечивала формирование первичных газовых облаков, но и влияла на их последующий коллапс. Она создавала гравитационные колодцы, внутри которых обычный газ закручивался приливными силами и превращался во вращающийся тонкий диск. Так формировались протогалактики, окруженные оболочками (гало) из темной материи. Локальные уплотнения внутри диска давали начало отдельным звездам.

Это неполная картина. Поскольку уплотняющийся газ греется, его давление растет и противодействует дальнейшему коллапсу. Чтобы коллапс не прекратился, газ должен охладиться. Для звезд, формировавшихся в нашей Галактике, в том числе и для Солнца, это не было проблемой. В те времена космическая среда уже содержала частицы пыли и отдельные многоэлектронные атомы (азот, углерод и кислород). При столкновениях они легко излучали фотоны и теряли энергию, вследствие чего температура газовой среды составила 10–20 K. У первичных облаков такого выхода не было, они могли снижать температуру только за счет излучения атомарного и молекулярного водорода. Но атомарный водород служит эффективным охладителем только при температурах выше 10 000 K, а первичные облака были много холоднее. Процесс звездообразования спасали двухатомные молекулы водорода, теряющие энергию уже при нескольких сотнях кельвинов.

Когда зажглись первые звезды, не знает никто, но не исключено, что это могло произойти всего через 30 млн лет после Большого взрыва. Скорее всего, эту дату еще подкорректируют, однако есть все основания полагать, что, когда Вселенной исполнилось 100 млн лет, она уже была населена звездами. Во всяком случае, 1 марта 2018 г. в журнале Nature появилась информация о возможной регистрации электромагнитной «подписи» звезд, существовавших спустя 170 млн лет после Большого взрыва.

Дозвездная Вселенная не отличалась сложностью. Ее состояние описывается лишь несколькими космологическими параметрами — в частности, плотностью различных форм материи и температурой реликтового излучения. Новорожденные звезды одновременно выполняли роль мощных источников электромагнитных волн и фабрик синтеза химических элементов. Хотя жизненный срок первых светил и был недолгим, они качественно изменили космическую среду.

Первые звезды загорались в зоне повышенной плотности газовых частиц, образовавшихся в ходе гравитационного коллапса облаков барионной и темной материи с массой порядка 100 000–1 млн солнечных масс. Эти процессы можно обсчитать на суперкомпьютере, но далеко не полностью. Естественно, существует множество сценариев звездообразования. В целом все модели сходятся на том, что в ходе фрагментации первичных облаков внутри гало из темной материи формировались сгустки газа, тянущие на несколько сотен солнечных масс. Эта величина соответствует массе Джинса для температуры около 500 K и плотности газа порядка 10 000 частиц на см³. Поэтому вскоре после формирования газовые сгустки теряли устойчивость и сваливались в гравитационный коллапс. Их температура возрастала весьма умеренно благодаря охлаждающему действию молекулярного водорода. В конце концов они трансформировались в аккреционные диски, в которых и родились первые звезды.

Далее возможны варианты. До недавнего времени считали, что коллапсирующий сгусток с подобными параметрами не распадается и становится родоначальником единственной звезды. Вычисления, основанные на оценке темпов аккреции газа к центру диска, показывают, что масса таких звезд не может быть больше 1000 солнечных. Это теоретическая верхняя граница, и еще не ясно, существовали ли подобные сверхгиганты. Согласно консервативным оценкам, звезды первого поколения не были тяжелее 300, максимум — 500 солнечных масс. Нижний предел массы этих звезд определяется тем, что молекулярный водород способен понизить температуру облака лишь до 200 K, и потому звезда, не дотягивающая до 30 масс Солнца, просто не может появиться на свет. Поскольку первичные облака фрагментировались на множество локальных сгущений, первые звезды, скорее всего, появлялись сериями численностью в сотни, тысячи (а то и больше) светил. Конечно, они еще не были галактиками (те сформировались позднее), но представляли собой вполне внушительные звездные сообщества.

Звезды в сотни солнечных масс отличались исключительной яркостью и огромными размерами. Их поверхность была разогрета до 100 000 K (атмосфера нашего Солнца в 17 раз холоднее). Типичный радиус такой звезды составлял 4–6 млн км против 700 000 у Солнца, а светимость превосходила солнечную в миллионы раз. Их существование было очень кратким, 2–3 млн лет максимум, и завершали они его по-разному. Звезды, которые появились на свет с массой в 140–260 солнечных, в конце жизни (во всяком случае, так утверждает теория) сгорали без остатка в сверхмощных термоядерных взрывах и высвобождали энергию порядка 10⁵³ эрг. Светила больших и меньших масс коллапсировали в черные дыры — со взрывами или без оных. Звезды населения III не оставили после себя нейтронных звезд — это удел светил с намного меньшей массой, чье время тогда еще не пришло. По этой же причине они не смогли дать начало и белым карликам.

Интересно, что совсем новенькие суперсветила известны астрономам. Например, звезда R136a1, открытая в 2010 г. Она отстоит от Земли на какие-то 160 000 световых лет. Сейчас в ней 265 солнечных масс, хотя после рождения она тянула на все 320. Звезде около 1 млн лет, но она выбрасывает вещество в пространство так сильно, что похудела за это время на целых 17 %!

Поскольку первые звезды появлялись на свет с массой такого же порядка, можно предположить, что и они с такой же скоростью теряли материю. Однако с выводами торопиться не стоит. Генерация звездного ветра происходит при существенном участии элементов тяжелее гелия, а первые звезды ими не располагали, поэтому вопрос остается открытым.

Совсем недавно появились сомнения в правомерности модели изолированного возникновения первых звезд. В феврале 2011 г. астрофизики из ФРГ и США опубликовали в журнале Science результаты компьютерного моделирования динамики аккреционных дисков, положивших начало этим звездам. Выяснилось, что такие диски, по всей видимости, распадались на фрагменты, и первые звезды появлялись на свет не поодиночке, а парами, тройками и более крупными группами.

На этой стадии вполне закономерен вопрос: не случалось ли, что отдельные «эмбрионы» звезд под действием тяготения соседей вылетали за границы диска еще до того, как набрали огромную массу? В таком случае среди звезд населения III могли оказаться довольно легкие светила, способные протянуть миллиарды лет и дожить до нашего времени. Однако все не так просто. Дело в том, что пока удалось проследить лишь начальный этап эволюции аккреционного диска на протяжении нескольких сотен лет. Этого недостаточно для оценки звездных масс, поскольку процесс формирования звезды занимает не меньше 100 000 лет. Скорее всего, первые звезды (даже появившиеся на свет целой группой) все-таки вырастали не меньше чем до нескольких десятков солнечных масс, как и полагали ранее. Поэтому гипотетическое появление в ту далекую эпоху светил с умеренной массой — лишь логическая возможность, еще не подтвержденная конкретными вычислениями.

Первые звезды навсегда изменили состав межгалактической среды. Они практически уничтожили молекулярный водород, стопроцентно ионизировали водород атомарный и запустили синтез элементов тяжелее гелия и лития, которые до того в природе не существовали. Звездное население той далекой эпохи погибло в ранней юности, но оставило после себя обновленный космос, где возникли условия формирования крупных галактик и звезд умеренной массы, обладающих планетными системами. Одна из них красуется на нашем небосводе. По этой же причине оказалось возможным появление белых карликов, которое началось (и продолжается до сих пор) вскоре после образования звезд с массами не больше 10–11 солнечных.

29. Белые карлики и конец света.

Белые карлики, безусловно, следует отнести к долгожителям космоса. Остается разобраться, что им сулит будущее.

Для начала следует вернуться к истории. В 1854 г. 33-летний профессор Кёнигсбергского университета Герман Гельмгольц опубликовал статью «О сохранении природных сил», содержащую один из наиболее пессимистических прогнозов за всю историю науки. Он исходил из внешне простого постулата, сформулированного четырьмя годами ранее Рудольфом Клаузиусом: тепло само по себе никогда не переходит от холодного тела к нагретому (исторически это была первая формулировка второго закона термодинамики). Гельмгольц пришел к выводу, что температуры различных участков космического пространства со временем выровняются, а все макроскопические процессы навеки прекратятся. Это мрачное предсказание называют гипотезой тепловой смерти Вселенной.

В 1854 г. Гельмгольц еще не был признанным классиком естествознания и не успел получить дворянства за научные заслуги. Однако его считали восходящей звездой немецкой науки, поэтому прогноз восприняли вполне серьезно. Позже к аналогичному заключению пришел и Клаузиус, который доказал, что любая конечная система, не обменивающаяся энергией с прочими системами, становится все более однородной, неупорядоченной, бесструктурной. Степень этой беспорядочности характеризуется особой величиной — энтропией, которую ввел в физику тот же Клаузиус. С ее помощью он заново сформулировал второе начало термодинамики: энтропия любой замкнутой системы должна возрастать или в крайнем случае оставаться неизменной. А поскольку Вселенная как целое по определению замкнута (ей обмениваться энергией просто не с чем и не с кем), ее энтропия обязана стремиться к максимуму. Этот максимум получил название тепловой смерти.

Гипотезу Гельмгольца — Клаузиуса много раз опровергали, подтверждали и опять опровергали. Сегодня это сделать нетрудно. Почти все космологи согласны, что наше мироздание возникло как результат Большого взрыва сверхмикроскопического (диаметром не более 10^–33 см) пузырька первичной квантовой «пены», о природе которой мало что известно. Поначалу размер Вселенной удваивался примерно каждые 10^–34 с. (эта стадия называется инфляционной), но после пары сотен таких «тик-таков» он стал увеличиваться много медленней. После акта рождения (или творения, если кому-то так больше нравится) прошло около 13,8 млрд лет, и все это время Вселенная непрерывно увеличивалась. Сначала материя отличалась высокой степенью однородности, затем под действием гравитации стала стягиваться в упорядоченные космические структуры (звезды, галактики, скопления галактик, планеты и т. п.). Хотя эти процессы шли (и идут) с нарастающей энтропией, они увеличивают макроскопическую неоднородность Вселенной. Как бы ни расширялась Вселенная, она никогда не сможет достигнуть термодинамически равновесного состояния с одинаковой температурой. Поэтому классическая модель тепловой смерти явно выглядит ошибочной.

Однако это еще не все. Пусть в очень отдаленном будущем космос окажется заполнен одним лишь электромагнитным излучением и одиночными стабильными частицами, значительно отдаленными друг от друга и посему не вступающими ни в какие союзы. Из-за разбухания Вселенной это излучение распределится по все возрастающему объему и поэтому охладится. Если скорость расширения Вселенной будет и дальше увеличиваться, как это происходит в нашу эпоху, то этот процесс еще больше усилится. Формально такое состояние (его принято называть космологической тепловой смертью) не тождественно прогнозам Гельмгольца и Клазиуса, однако фактически на них похоже. Многие сценарии эволюции расширяющейся Вселенной имеют именно такой финал. Поэтому по существу классики оказались правы, на то они и классики.

Еще лет тридцать назад в космологии доминировали две модели эволюции космоса, основанные на ОТО. В открытой модели Вселенная расширяется вечно, но скорость ее расширения монотонно сокращается и стремится к положительному пределу. В закрытой модели расширение сменяется сжатием, практически стягивающим Вселенную в точку. Выбор между этими вариантами определяется тем, какова будет в начале процесса расширения средняя плотность энергии космической материи — больше или меньше некоего критического значения. При абсолютно строгом и потому физически невозможном равенстве Вселенная опять-таки вечно увеличивается, но скорость ее расширения стремится к нулю. Еще в 1980-е гг. данные астрономических наблюдений позволили прийти к выводу, что отношение суммы средней энергетической плотности всех известных видов вещества и излучения и гипотетической темной материи к критическому показателю не превышает 0,3.

Эту простую схему пересмотрели после того, как в самом конце прошлого века было доказано, что расширение Вселенной вот уже в течение 5 млрд лет происходит с ускорением. Эту возможность рассматривали и раньше, но чисто теоретически. Сейчас считают, что полная плотность энергии составляет не 30 % критического значения, а практически равна ему, вернее немногим его меньше. В определение этой полной плотности нужно добавить еще одно слагаемое — темную энергию (например, энергию вакуума). Эта энергия противостоит силе тяготения и, следовательно, вызывает расширение пространства. По последним данным, она не была особенно важна в течение первой половины жизни Вселенной, но потом начала доминировать. Точнее, Вселенная перешла от замедляющегося расширения к ускоренному приблизительно 5 млрд лет назад, когда плотность темной энергии превысила половину плотности барионного вещества и темной материи.

Чтобы вакуум действовал как антигравитатор, плотность его энергии должна быть положительной, в противном случае она усилит действие тяготения. Наблюдение за дальними сверхновыми показало, что Вселенная ускоряет свое расширение очень медленно. Это означает, что плотность энергии вакуума лишь немного больше нуля. Если эта ситуация сохранится и в будущем, то Вселенная до скончания веков будет расширяться с чрезвычайно плавным ускорением. Но есть и альтернатива — темная энергия наберет силу, темпы расширения резко возрастут, и Вселенная буквально взорвется, причем за относительно короткое время. Вариант со спокойным расширением (с темной энергией или без нее) называют Большой заморозкой (Big Freeze), вариант с переходом к взрывоподобному расширению — Большим разрывом (Big Rip).

Наиболее подробно «морозильный» сценарий разработали американские физики Фред Адамс и Грегори Лафлин в 1997 г., как раз накануне открытия ускоренного расширения Вселенной. Вакуумную энергию они в расчет не принимали и производили свои вычисления на основании стандартной открытой модели. Они подразделили настоящее и будущее нашей Вселенной на четыре эры.

ЗВЕЗДНАЯ ЭРА началась где-то через сотню миллионов лет после Большого взрыва. В этой фазе во Вселенной происходила интенсивная генерация энергии (и, естественно, энтропии) за счет термоядерного синтеза в звездных недрах. Звезды с различными начальными массами проживают разные сроки, но в конце концов или взрываются сверхновыми, или превращаются в белые карлики. Дольше всего в активном состоянии существуют красные карлики, самые легкие звезды с начальной массой от 8 до 30 % массы Солнца и температурой поверхности 3000–4000 K. Они очень медленно выжигают водород, а после его истощения ухитряются «кормиться» легким изотопом гелия, гелием-3. Постепенно они тоже сжимаются, сильно разогревают поверхность и голубеют. Такие звезды живут до триллиона (10¹²) лет, но в результате и они превращаются в белые карлики.

Адамс и Лафлин вычислили, что процесс звездообразования завершится, когда Вселенной исполнится 10¹⁴ лет. К этому времени в космическом пространстве не останется свободного рассеянного вещества, способного стянуться под действием гравитации в газопылевые облака, дающие начало новым звездам. Тогда же прекратятся ядерные реакции в последних красных карликах. Звездная эра закончится.

ЭРА ВЫРОЖДЕНИЯ охватывает промежуток 10¹⁵–10³⁷ лет после Большого взрыва. На этом этапе космической истории во Вселенной больше не будет звезд с активными термоядерными топками. В космическом пространстве останутся белые карлики, нейтронные звезды и коричневые карлики (плюс пережившие звездные взрывы планеты, планетоиды и прочая космическая мелочь). И конечно, в космосе будет много черных дыр. Дыры-супергиганты, сформировавшиеся в звездную эру в активных ядрах большинства галактик, продолжат глотать вещество и увеличивать свои размеры и массу. К ним добавятся дыры звездного масштаба, наследницы наиболее массивных светил. Некоторые дыры сольются друг с другом и с нейтронными звездами и раздуются еще сильнее. В конце прошлого века такой прогноз казался чисто теоретическим, но сейчас, после начала Революции многоканальности, он доказан данными гравитационной астрономии.

Дальше — больше. Во время Эры вырождения начнется постепенное разрушение космических скоплений всех рангов — от планетных систем до галактик. Некоторые тела под действием тяготения соседей наберут скорость и вылетят в свободный космос (этот механизм называется гравитационной пращой). Конечно, такое случалось и раньше, но очень редко, поскольку гравитационные возмущения крайне медленны. Однако время возьмет свое, и, когда возраст мироздания достигнет 10²⁰ лет, число связанных систем значительно сократится. Остатки погасших звезд, обращающихся вокруг центров галактик, постепенно потеряют кинетическую энергию из-за испускания гравитационных волн и упадут в галактические черные дыры. В промежутке 10³⁰–10³³ лет эти дыры пожрут и галактики, и галактические скопления. Гравитационное излучение приведет к гибели двойные звезды и пары околозвездных планетных систем. Одиночные тела, которым посчастливится не стать пищей для черной дыры, продолжат свой путь сквозь пустеющий расширяющийся космос.

Дальнейший прогноз не столь ясен. Известно, что свободные нейтроны быстро распадаются на протоны, электроны и антинейтрино (так называемый бета-распад) и выживают либо в составе атомных ядер, либо внутри сверхплотных нейтронных звезд. Судьба их собратьев-протонов в точности неизвестна. Долгое время их почитали абсолютно стабильными, но в 1974 г. американские физики Говард Джорджи и Шелдон Глэшоу представили весьма убедительные аргументы противоположного характера. Правда, позже в их модели обнаружили неточности, но даже сегодня большинство физиков уверены, что протоны не вечны. Период их полураспада еще точно не определен, но во всяком случае он больше 10³² лет. Адамс и Лафлин заложили в свою модель много большее значение — 10³⁷ лет. Это означает, что к концу Эры вырождения распадется каждый второй из 10⁷⁸ протонов, образовавшихся после Большого взрыва.

Если верить теории, распад протона может происходить разными путями, но все же доминирует канал с образованием нейтрального пи-мезона и позитрона. Первая частица без посторонней помощи немедленно превращается в два высокоэнергетичных фотона, вторая — поступает аналогичным образом после аннигиляции с электроном. Получается, что один протон дает начало четырем гамма-квантам. Следовательно, в конце Эры вырождения обычное вещество в составе планет и белых карликов превратится в излучение.

Как ни странно, исчезновение протонов сулит смерть и нейтронным звездам. Они покрыты коркой обычного вещества, которое при протонном распаде испарится. На оголенной поверхности звезды плотность нейтронной материи относительно невелика, поэтому нейтроны пропадут в бета-распадах. Финал все тот же — вещество дает начало излучению.

ЭРА ЧЕРНЫХ ДЫР приходится на промежуток 10³⁸–10¹⁰⁰ лет. В это время исчезнут практически все барионы (протоны и нейтроны) и единственными макрообъектами Вселенной останутся черные дыры. Однако и они за счет квантовых процессов постепенно превратятся в излучение и погибнут во взрывах. Сверхмассивная дыра, успевшая заглотить крупную галактику (порядка 100 млрд солнечных масс), может протянуть 10⁹⁸ лет, а к концу этой эпохи дыры практически исчезнут.

ТЕМНАЯ ЭРА наступит, когда возраст мироздания превысит 10¹⁰⁰ лет. Из былого богатства материи останутся лишь кванты электромагнитного излучения почти нулевой температуры и стабильные лептоны (нейтрино, электроны и позитроны). Некоторые электроны и позитроны смогут образовать связанные пары (так называемые атомы позитрония), поперечник которых составит триллионы световых лет. Эти частицы будут медленно сближаться по спирали и в конце концов тоже аннигилируют в излучение (в соответствии со сценарием Адамса и Лафлина — через 10¹⁴¹ лет). Оставшиеся в неимоверно разбухшем космосе свободные электроны и позитроны практически никогда не встретятся, потому и не исчезнут. Это и есть космологическая тепловая смерть в самом чистом виде.

Такой сценарий был предложен до открытия ускоряющегося расширения Вселенной, что принципиально ничего не меняет. Вселенная, которая расширяется с ускорением, просто опустеет быстрее, чем следует из гипотезы Адамса и Лафлина. Однако есть и другая поправка, физически более интересная. Поскольку энергия вакуума никуда не исчезнет, температура реликтовых фотонов не упадет ниже определенного положительного предела (10^–27 K). Эта величина невообразимо мала, но все же больше нуля. Так что космологическая тепловая смерть не означает беспредельного охлаждения.

Существуют и альтернативные прогнозы. Среди них сценарии Большого разрыва, которые рассматривают с начала 1980-х гг. Наиболее экзотический из них (во всяком случае, по моему мнению) предложили Роберт Колдуэлл, Марк Камионковски и Невин Вайнберг в 2003 г. В соответствии с их моделью возрастание темной энергии приведет к вселенскому антиколлапсу. Ждать этого не так долго — всего 20 млрд лет. За 1 млрд лет до этого срока скорость расширения пространства увеличится настолько, что скопления галактик потеряют всякую устойчивость и примутся разрушаться. Распад Млечного Пути начнется за 60 млн лет до рокового финала. За три месяца до этого срока послесолнечный белый карлик потеряет способность удерживать оставшиеся планеты, и меньше чем за час расширяющееся пространство разорвет и их. А дальше придет очередь пылевых частиц, атомов, атомных ядер и даже протонов и нейтронов, которые превратятся в кварки и глюоны. Это-то и будет настоящим концом света.

Закрытые модели мироздания не отличаются особым разнообразием. Вселенная еще какое-то время продолжит расширяться, в силу чего температура реликтового космического излучения (которая сейчас равна 2,7 K) еще больше снизится. Затем расширение сменится сжатием, скорость которого будет непрерывно возрастать. Температура реликтовых фотонов будет расти, а пространственно-временной универсум еще сильнее искривится. В конце концов мироздание исчезнет в квантовой сингулярности, о которой современная физика практически ничего не знает. В общем, случится Большой взрыв наоборот.

Коль скоро в настоящее время плотность космической энергии меньше критической, этот сценарий вроде бы не имеет шансов на реализацию. Однако темная энергия и здесь вносит свои коррективы. Из некоторых квантовых теорий гравитации следует, что в будущем она может изменить знак и начать работать не на расширение, а на сжатие пространства, и коллапс мироздания станет реальностью. Любопытно, что, согласно некоторым расчетам, его придется ожидать примерно столько же, сколько и Большого разрыва, — 10–20 млрд лет.

Существует также сценарий, согласно которому конец света может наступить хоть завтра. Первыми его предложили в 1975 г. московские физики М. Б. Волошин, И. Ю. Кобзарев и Л. Б. Окунь, однако в их работе содержались ошибки: спустя 5 лет американцы Сидни Коулман и Фрэнк Де Лучия сделали это много корректнее.

Чтобы понять логику их рассуждений, нужны кое-какие сведения о физическом вакууме. Согласно квантовой теории поля, вакуум — не абсолютная пустота, а весьма сложная динамическая система со множеством степеней свободы. В нем отсутствуют реальные частицы, однако (в силу квантовых соотношений неопределенностей) постоянно рождаются и исчезают их виртуальные аналоги. Если вакуум пребывает в состоянии с минимально возможной энергией, его называют истинным. Однако вакуум может обладать и возбужденными состояниями с более высокими значениями энергии. Кстати, теория инфляционного расширения новорожденной Вселенной как раз исходит из того, что на этой стадии энергия вакуума была чрезвычайно высока.

Когда Коулман и Де Лучия писали свою статью, считалось, что вакуум нашего мира является истинным и обладает нулевой энергией. Они же, напротив, предположили, что вакуум находится в чрезвычайно долгоживущем (как говорят физики, метастабильном) возбужденном состоянии с положительной энергией. Такой вакуум называется ложным. Коулман и Де Лучия показали, что механизм квантового туннелирования делает возможным спонтанное превращение ложного вакуума в истинный в крошечной области пространства. Родившийся пузырек истинного вакуума будет расширяться, порождая внутри себя материю с абсолютно новыми физическими свойствами и полностью уничтожая наш ложно-вакуумный мир. Где бы такой пузырь ни возник, до нас он доберется со скоростью света и, следовательно, без всякого предупреждения.

Аналог этого сценария возникает и в некоторых версиях квантовой гравитации, основанной на теории суперструн. Из них тоже следует, что вакуум метастабилен. Он может туннелировать в состояние с нулевой плотностью энергии, но может случиться и так, что эта плотность окажется отрицательной. В первом случае наш мир обретет еще шесть пространственных измерений, то есть пространство-время станет не четырехмерным, а десятимерным. Разумеется, это будет мир с абсолютно другой физикой. Есть вариант и похуже. Если плотность вакуумной энергии в какой-то точке упадет ниже нуля, этот пузырь проглотит весь космос и настанет всеобщий коллапс, расширяющийся со скоростью света. К слову, Коулман и Де Лучия допускали и такую возможность, однако всерьез ее не принимали.

Наконец, существуют сценарии пульсирующего мироздания, которое многократно возрождается из сингулярностей, претерпевает расширение и сжатие и вновь гибнет в коллапсе. В 2005 г. такую модель с циклами длительностью около 1 трлн лет предложили американец Пол Стейнхардт и его британский коллега Нил Тьюрок. В этом сценарии вакуум многократно переходит на все более и более низкие энергетические уровни, что и служит причиной катаклизмов. В конце концов плотность вакуумной энергии дойдет до истинного минимума, и тогда Вселенная коллапсирует окончательно и бесповоротно. В общем, куда ни кинь — всюду клин.

К чему же мы пришли? У белых карликов есть шанс протянуть если не вечность (слово это вообще не имеет смысла), но неизмеримо дольше нынешнего возраста Вселенной. Насколько он реален — науке неизвестно.

Часть II. Как белые карлики помогли космологии.

30. Темная энергия: deus ex machina.

В 1990-е гг. было сделано последнее великое открытие астрофизики ХХ в. В это время две группы ученых независимо обнаружили, что несколько миллиардов лет назад скорость расширения Вселенной стала возрастать и продолжает это делать вплоть до нашей эпохи. Это открытие ввело в астрофизику и космологию понятие темной энергии, новой физической сущности, природа которой пока неясна. Нашу экскурсию по астрофизическим открытиям прошлого столетия естественно закончить именно этой темой.

Рассказ о темной энергии обычно начинают с первой космологической модели Вселенной, построенной Альбертом Эйнштейном. Не будем отступать от традиции.

МИРОЗДАНИЕ ПО ЭЙНШТЕЙНУ.

В 1915 г. Эйнштейн завершил работу над ОТО, объяснил с ее помощью аномалии орбиты Меркурия и определил угол отклонения звездных лучей вблизи Солнца. Затем он подступился к фундаментальной проблеме, над которой думал еще Ньютон. Коль скоро все небесные тела испытывают взаимное притяжение, почему они не падают друг на друга? Во времена Ньютона (впрочем, и гораздо позднее) можно было считать, что Вселенная вращается вокруг единого центра и тяготение уравновешивается центробежными силами (как это происходит в Солнечной системе). Однако Эйнштейн был уверен, что в космосе нет ни «особенных» мест, ни выделенных направлений, что крупномасштабная структура мироздания однородна и изотропна (то есть полностью симметрична по отношению к сдвигам и поворотам).

Чтобы оценить революционность этой идеи, необходимо вспомнить, что в 1915 г. практически все астрономы отождествляли космос с нашей собственной Галактикой, структура которой никак не удовлетворяет эйнштейновским постулатам (чтобы убедиться в этом, достаточно ночью посмотреть на небо). Так что Эйнштейн фактически противопоставил свои представления о мироздании астрономической науке того времени.

Наделив Вселенную столь высокими симметриями, Эйнштейн приступил к расчету ее модели. И тут-то математика подсунула ему малоприятный сюрприз. Все решения получались нестационарными, Вселенная либо стягивалась, либо расширялась. Изначально Эйнштейн считал Вселенную неизменной и полагал, что его уравнения это докажут, но ничего не выходило.

Великий физик обратился за консультацией к своему другу Виллему де Ситтеру, профессору астрономии Лейденского университета. Де Ситтер уверил его, что звездные движения не дают оснований для вывода, что Вселенная как целое расширяется или сжимается. Де Ситтер не ошибался, поскольку располагал лишь сведениями о светилах нашей Галактики. После этого Эйнштейн ввел в основное уравнение ОТО дополнительный член, который, казалось бы, математически обеспечивал статичность Вселенной. Так была построена первая релятивистская модель мироздания, которую Эйнштейн опубликовал в 1917 г. Пространство в ней замкнуто (следовательно, не меняющий курса космический корабль может вернуться в точку старта) и обладает конечным объемом, хотя и не имеет границ (фактически оно представляет собой трехмерный аналог поверхности шара). Модель и вправду была статичной, но лишь формально. Много позже было доказано, что если объем такого мира увеличится хотя бы на йоту, он продолжит расти до бесконечности (а при уменьшении объема сожмется в точку). Это означает, что эйнштейновское решение неустойчиво и потому не имеет физического смысла.

И все-таки Эйнштейн угодил в яблочко. Идея космологического члена оказалась весьма плодотворной, хоть он об этом уже не узнал. Чтобы лучше ее понять, придется немного поговорить о математическом аппарате ОТО. Величины, которые входят в ее основное уравнение, зависят от фундаментальной характеристики пространства-времени, которая называется метрическим тензором. Он определяет расстояние между бесконечно близкими точками пространственно-временного континуума. В чисто формальном плане тензор есть обобщение всем известного вектора. Компоненты вектора нумеруются одним-единственным индексом, который в двумерном пространстве (например, на плоскости) принимает два значения, в трехмерном — три, а в четырехмерном пространстве-времени теории относительности, естественно, четыре. Соответственно, компоненты тензора нумеруются несколькими индексами — как минимум двумя. Компоненты метрического тензора задаются парой индексов, принимающих значения от одного до четырех (поскольку, напоминаю, пространство-время теории относительности четырехмерно). Всего их, следовательно, 4 × 4 = 16, но независимых — лишь десять. Так что уравнение ОТО — это десять взаимосвязанных дифференциальных уравнений, да к тому же еще и нелинейных — настоящий математический кошмар.

Пойдем дальше. Согласно ОТО, гравитация — не самостоятельное поле вроде электромагнитного, а следствие искривления пространственно-временного континуума. Ее исходное уравнение связывает это искривление с характеристиками физической материи (обычного вещества и взаимодействующих с ним полей). Слева от знака равенства стоит так называемый тензор Эйнштейна, описывающий деформацию пространства-времени. Справа расположен тензор энергии-импульса, компоненты которого содержат информацию о физических полях и частицах, заполняющих пространство. При использовании стандартной физической системы единиц он умножается на 8πG / с⁴ (где G — гравитационная постоянная, а c — скорость света). Именно так Эйнштейн сначала написал свое уравнение, приравняв «геометрическую» часть к «энергетической».

ПЕРВОЕ ПРИШЕСТВИЕ ЛЯМБДЫ.

Затем последовала модификация. Чтобы выйти к статичному решению, Эйнштейн вписал в левую часть уравнения дополнительное слагаемое. Выглядит оно по-школьному просто — это метрический тензор, помноженный на положительную константу. Эйнштейн обозначил ее «лямбда» (одиннадцатая буква греческого алфавита), причем в строчной версии — λ. Позже возникла традиция пользоваться заглавной Λ.

Эйнштейн переделывал свое уравнение не с легким сердцем. «Надо признать, — отметил он в той самой статье 1917 г. „Вопросы космологии и общая теория относительности“, — что введенное расширение уравнений гравитационного поля отнюдь не оправдывается тем, что нам достоверно известно о тяготении… Этот член нужен лишь для того, чтобы обеспечить квазистатичное распределение материи, которое вытекает из малости звездных скоростей»[33]. Он назвал добавленный член космологическим, имея в виду, что его влияние может сказаться лишь в масштабах всей Вселенной. Это обстоятельство связано с исключительной малостью коэффициента при метрическом тензоре, который называют космологической постоянной.

Нередко говорят, что эту константу можно рассматривать как плотность энергии и давления вакуума. Это верно, но сам Эйнштейн не только не делал подобного вывода, но и не предлагал для λ никакой явной интерпретации. А вот неявная имела место. Поставив космологический член в левую часть своего уравнения, он тем самым модифицировал закон тяготения в космологических масштабах. К современному пониманию лямбды как вакуумной энергии первым пришел бельгийский космолог Жорж Анри Леметр, который в конце 1920-х гг. вслед за Александром Фридманом (но совершенно независимо) построил общепринятую ныне нестационарную модель однородной и изотропной Вселенной, которая спустя два десятка лет превратилась в основу теории Большого взрыва.

Поначалу космологи отнеслись к лямбде с уважением. Модифицированное уравнение Эйнштейна использовал де Ситтер, предложивший в 1917 г. модель мира без физической материи, но с космологической константой. Этот космос, как и эйнштейновский, сферичен, но не замкнут в постоянном объеме, а расширяется от некоего минимального радиуса до бесконечности (поэтому такой мир не возникает из бесконечно малого объема, как у Фридмана и Леметра). В дальнейшем радиус растет со временем по экспоненте, показатель которой пропорционален квадратному корню из лямбды (в модели Фридмана он увеличивается не быстрее, чем пропорционально времени).

Из модели де Ситтера следует, что расширение пространства увеличивает длину волн электромагнитного излучения. Однако сам де Ситтер этого не заметил, скорее всего, потому, что геометрические следствия его модели замаскированы весьма экзотической системой координат. В итоге он решил, что красное смещение обусловлено воздействием гравитации. Подлинная природа этого явления, названного эффектом де Ситтера, выяснилась спустя много лет.

Космологическую постоянную учитывал и великий российский «модельер Вселенной» Александр Александрович Фридман, но скорее формально. А в 1929 г. Эдвин Хаббл опубликовал свой знаменитый закон V = H₀R, утверждающий, что дальние галактики разбегаются во всех направлениях и что их лучевая скорость пропорциональна расстоянию до нашей планеты. Это непосредственно следует из моделей Фридмана и Леметра с нулевым значением лямбды, на что Леметр обратил внимание за два года до появления первой статьи Хаббла. Таким образом, получалось, что ОТО позволяет реалистично описать эволюцию мироздания без космологического члена, что Эйнштейн и признал в 1931 г.

Георгий Гамов в автобиографии «Моя мировая линия»[34] сообщил, что Эйнштейн назвал космологический член «возможно, крупнейшей» из своих ошибок (предположительно, научных). Так это или не так, в точности неизвестно, поскольку сам Эйнштейн ничего подобного не писал, а мемуаристы подчас ошибаются. Во всяком случае, с начала 1930-х гг. большинство астрономов забыло о космологическом члене.

Однако же Эйнштейн оставил ему шанс на возрождение. В 1932 г. он и де Ситтер опубликовали модель нестационарного мира с нулевой пространственной кривизной (это частный случай модели Фридмана, который тот почему-то не рассмотрел). В этой статье они рекомендовали не пользоваться космологической константой, «пока более точные данные наблюдений не позволят определить ее знак и численную величину». Таким образом, Эйнштейн и де Ситтер все же допускали, что лямбда может отличаться от нуля (и даже быть отрицательной). Это предсказание начало подтверждаться лишь через полвека.

Теперь посмотрим, что получится, если космологический член перенести в правую часть уравнения (естественно, с обратным знаком). Формально эта операция означает возникновение вакуумного поля с постоянной плотностью энергии, равной Λс⁴/8πG, которое противодействует тяготению. Качественно это можно объяснить так: поскольку лямбда у Эйнштейна положительна, космологический член уменьшает значения всех компонент тензора энергии-импульса, которые и являются «материальным» источником тяготения. Следовательно, он противодействует тяготению, то есть создает антигравитацию. Конечно, это лишь демонстрация «на пальцах», но вычисления ее подтверждают. Отсюда же следует, что космологический член с отрицательной лямбдой усиливает «материальную» гравитацию.

ПРИЗРАК ЛЯМБДЫ.

Космологическая постоянная пребывала в забвении вплоть до начала 1980-х гг. Затем интерес к ней возродился, причем по двум независимым причинам.

Фактор первый. К этому времени в космологии постепенно закрепилась инфляционная модель Большого взрыва, подготовленная и развитая при значительном участии российских исследователей. Эта теория утверждает, что в начале существования Вселенной, когда ее возраст, скорее всего, не превышал 10^–36–10^–35 секунд, она какое-то время расширялась по экспоненте, как в модели де Ситтера. Такое расширение запустил фазовый переход первичной субстанции мироздания, породивший вакуумное скалярное поле с гигантской положительной плотностью энергии. Первоначально оно было сосредоточено внутри сверхмикроскопического пузырька диаметром 10^–33 см, который и стал зародышем нашей Вселенной. Хотя время расширения было крайне недолгим, Вселенная успела приобрести макроскопические размеры.

Новая модель быстро обрела признание и заставила вспомнить про космологическую постоянную, поскольку формально та выглядела прямым аналогом плотности скалярного поля, запустившего «раздувание» пространства. Правда, в первых версиях инфляционной модели это поле было весьма нестабильным. По окончании инфляции оно отдало свою энергию на рождение обычных частиц и исчезло, так что затем Вселенная эволюционировала согласно модели Фридмана с нулевым значением лямбды, предписывающей расширение с падающей скоростью. Однако некоторые теоретики допускали, что плотность вакуумного поля могла не упасть до нуля, а стабилизироваться где-то неподалеку. Тогда в уравнении Эйнштейна остается космологический член, пусть и с очень маленькой лямбдой. Сторонники этой идеи были немногочисленны, но авторитетны.

О космологической постоянной вспомнили и астрономы — в связи с проверкой закона Хаббла. Хаббловский параметр H₀ позволяет оценить возраст Вселенной, однако для этого надо знать, по какому сценарию она эволюционирует. В открытой модели без космологического члена Вселенная расширяется вечно, но скорость ее расширения монотонно снижается и стремится к положительному пределу. В закрытой модели расширение сменяется сжатием, которое стягивает Вселенную в единую точку. Какой вариант осуществится, зависит от того, будет ли в начале процесса расширения средняя плотность энергии космической материи больше или меньше некоего критического значения. При строгом равенстве размер Вселенной опять-таки вечно увеличивается, но скорость ее расширения стремится к нулю. В этом и только в этом случае равна нулю и кривизна пространства (в открытых моделях она отрицательна, в закрытых — положительна), которое, следовательно, подчиняется геометрии Евклида. Правда, пространственно-временной континуум все равно остается искривленным, иначе не было бы тяготения.

Если в космосе очень мало гравитирующей материи, он эволюционирует в соответствии с открытой моделью, но скорость его расширения уменьшается столь медленно, что в первом приближении может считаться константой (она строго постоянна при нулевой плотности вещества). В этом случае время жизни Вселенной равно единице, деленной на коэффициент хаббловского закона H₀. А вот для определения возраста плоской Вселенной эту величину надо домножить на 2/3.

Вот тут-то и возникли сложности. В последнем десятилетии прошлого века астрономы уверились, что 1/H₀ вряд ли превышает 15 млрд лет. С другой стороны, результаты многих наблюдений свидетельствовали, что мы, скорее всего, живем в плоском мире. Получалось, что Большой взрыв случился 2/3 × 15 = 10 млрд лет назад, что меньше установленного к тому времени возраста древнейших звездных скоплений. Из этого парадокса можно выпутаться, предположив, что эволюция Вселенной отличается от сценария плоской модели. А такие сомнения вновь наводят на мысль о космологическом члене.

НА ПОМОЩЬ ПРИХОДЯТ СВЕРХНОВЫЕ.

Решение пришло внезапно. В первой половине 1990-х гг. два международных астрономических коллектива приступили к наблюдениям очень отдаленных сверхновых, причем, так сказать, с космологическим прицелом. Один базировался в Национальной лаборатории имени Лоуренса в Беркли, другой — в Астрофизическом центре Гарвардского университета и Смитсоновского института. Калифорнийскую команду возглавлял Сол Перлмуттер. Конкурирующая коллаборация обходилась без формального лидера, однако у нее имелся старейшина в лице профессора астрономии Роберта Киршнера.

Обе группы начали работу в уверенности, что скорость расширения космоса падает в соответствии с фридмановской моделью с нулевой лямбдой, и хотели установить характер этого замедления, чтобы наконец-то выяснить геометрию Вселенной. Тогда считалось, что отношение плотности светящейся и темной материи к критическому параметру равно примерно 0,3; а это явно противоречило данным о нулевой кривизне Вселенной. Поэтому ученые хотели промерять темпы снижения скорости расширения Вселенной если не с начала ее существования, то хотя бы на протяжении значительной части ее истории.

Как это сделать? Предположим, что по Вселенной разбросаны объекты, которые светятся с одной и той же интенсивностью. Они расположены на неодинаковых расстояниях от нашего Солнца, и, следовательно, дошедший до нас свет излучен в разное время. Если Вселенная почти пуста и скорость ее расширения постоянна, то по пути к Земле свет пройдет бóльшую дистанцию, чем при ее замедленном расширении, так что его видимая яркость будет меньше. Следовательно, характер эволюции Вселенной можно выяснить, определив интенсивность света, пришедшего от этих тел. Отсюда же следует, что, если Вселенная разбухает с ускорением, они будут выглядеть тусклее, нежели во Вселенной с постоянной или падающей скоростью расширения.

Вот конкретный пример. Будем наблюдать за космическими маяками, расположенными в 5 млрд световых лет от нашей планеты. Теория предсказывает, что в плоской Вселенной они окажутся на 25 % ярче, чем в пустой. Эти различия можно зарегистрировать фотометрическими методами.

Но где взять такие звездные маяки? Астрономам повезло — природа подарила им сверхновые типа Ia. Об этих взрывающихся светилах мы уже говорили. Напомню, что у них примерно одинаковая пиковая светимость, в 4 млрд раз превышающая светимость Солнца. Это постоянство не абсолютно, отклонения от среднего уровня достигают 20–30 %, но с этим осложнением можно справиться.

Конечно, все просто только на словах, на практике подобные наблюдения сопряжены с гигантскими техническими трудностями (необходимо принимать в расчет космическую пыль и много чего еще). И все-таки дело тронулось с места. К концу 1997 г. астрономы гарвардской коллаборации собрали достаточно данных, чтобы утверждать, что с расстояния в 5 млрд световых лет сверхновые посылают на Землю меньше света, чем предписано моделью пустой Вселенной, не говоря уже о плоской. Первым к этому заключению пришел Адам Рисс, ныне профессор Университета Джонса Хопкинса. Он написал компьютерную программу, которая вычисляла плотность вещества во Вселенной в соответствии с собранными данными о блеске далеких сверхновых. К его изумлению, компьютер заявил, что она меньше нуля! Электронный мозг был вполне логичен. Фотометрические данные свидетельствовали, что Вселенная расширяется с ускорением, а в стандартной модели Фридмана, которая была заложена в программу, такое возможно лишь при отрицательной плотности космической материи. Тогда Рисс решил на пробу ввести в программу космологический член. Компьютеру это понравилось, он счел, что результаты наблюдений почти стопроцентно требуют такой модификации. После целого ряда контрольных вычислений Рисс ознакомил коллег со своими выводами. Они еще не раз все проверили, обсудили — и решили публиковаться. Члены коллаборации настояли на том, что подпись Рисса должна стоять первой. Эта вошедшая в историю астрономии статья[35] была опубликована в сентябре 1998 г. Группа Перлмуттера в этом же месяце представила столь же знаменитую статью с аналогичными выводами в конкурирующее издание, The Astrophysical Journal, на страницах которого она и появилась в июне 1999 г[36]. Обе публикации достойно увенчали историю науки о космосе XX в.

Астрономы и астрофизики согласились с этими выводами (и с возрождением космологической константы!) с редким единодушием. Известный американский физик-теоретик Майкл Тернер предложил назвать источник космической антигравитации темной энергией. В последующие годы результаты стратосферных и космических измерений реликтового микроволнового излучения позволили очень точно определить плотность темной энергии. По новейшим данным, она составляет около 4 кэВ (в единицах массы примерно 10^–29 граммов) на см³ (плотность барионной материи почти в 20 раз меньше). Эти же данные свидетельствуют, что на протяжении первых 7 млрд лет после Большого взрыва гравитирующая материя (включая и темную) превалировала над темной энергией, и Вселенная расширялась с замедлением скорости. Однако по мере ее разбухания плотность материи уменьшалась, а плотность темной энергии не изменялась (конечно, если коэффициент при космологическом члене — действительно константа), так что в конце концов антигравитация победила. Результаты наблюдений за сверхновыми позволяют утверждать, что произошло это около 6,5 млрд лет назад.

Что думают физики о природе темной энергии? В общем доминирует мнение, что она весьма загадочна. Сейчас нельзя даже с уверенностью сказать, что плотность темной энергии не изменяется со временем, хотя данные наблюдений вроде бы свидетельствуют о ее постоянстве. Возможно, с темной энергией связаны очень легкие частицы, которые являются квантами какого-то скалярного поля. Не исключено, что это поле как-то связано с полем, запустившим первичную инфляцию, — но и здесь на самом деле ничего не известно. В общем, пока ни одна гипотеза о природе темной энергии не пользуется безусловной поддержкой специалистов.

Для получения более детальных сведений о темной энергии необходимо провести прецизионное фотометрическое и спектроскопическое наблюдение многих тысяч сверхновых. Рано или поздно это будет сделано.

Хотя природа темной энергии неизвестна, начало эпохи ее доминирования установлено вполне точно. Вселенная перешла от замедляющегося расширения к ускоренному, когда плотность энергии вакуума превысила половину плотности материи (то есть барионного и темного вещества). Это случилось приблизительно 5 млрд лет назад. Если учесть, что возраст Вселенной равен 13,8 млрд лет, придется признать, что этот космологический тренд отнюдь не блещет новизной.

Открытие ускоряющегося расширения Вселенной считают великим достижением астрофизики ХХ в., научная значимость которого следует за открытием расширения Вселенной. Оно не только устранило прежние трудности, но и поставило новые задачи фундаментальной важности. Нынешняя плотность темной энергии по порядку величины совпадает с плотностью барионной и темной материи. Большинство физиков полагает, что темную энергию порождают квантовые флуктуации вакуума, которые вносят в нее и положительный, и отрицательный вклад. Согласно приблизительным оценкам, и те и другие должны давать гигантские плотности темной энергии, примерно 10¹¹⁸ ГэВ/см³. Но ее реальная величина неизмеримо меньше — на 123 порядка! Выходит, что разность двух исполинских чисел лишь чуть-чуть отличается от нуля, что выглядит весьма странным. По мнению Виленкина, не исключено, что это игра случая. Возможно, что в других областях космоса такие флуктуации дали совсем иные значения плотности темной энергии, обернувшиеся либо быстрым расширением пространства, либо катастрофическим сжатием. В обоих случаях там не могли возникнуть галактики, звезды, планеты и тем более живые существа. Поэтому наблюдаемое значение плотности темной энергии, возможно, не имеет другого объяснения, кроме того аргумента, что при великом множестве прочих раскладов некому было бы его измерять.

Некоторые ученые (впрочем, они в меньшинстве) полагают, что плотность темной энергии не только не постоянна, но в будущем может довольно быстро расти. В этом случае Вселенная обречена на Большой разрыв, о котором говорилось в конце раздела о белых карликах. Но даже сторонники этой идеи не сомневаются, что в ближайшие несколько миллиардов лет Вселенная будет расширяться приблизительно нынешними темпами. На этом оптимистическом прогнозе можно и закончить.

31. Вселенные-экзоты.

В главе о темной энергии были перечислены космологические модели, созданные на базе ОТО, дополненной гипотезой об однородности и изотропности космического пространства. Это замкнутая вселенная Эйнштейна с постоянной положительной кривизной пространства, которая приобретает статичность благодаря введению в уравнения ОТО так называемого космологического параметра (его еще называют космологическим членом), действующего как антигравитационное поле; расширяющаяся с ускорением вселенная де Ситтера с неискривленным пространством, в которой нет обычной материи, но тоже заполненной антигравитирующим полем; закрытая и открытая вселенные Александра Фридмана; пограничный с этими вселенными мир Эйнштейна — де Ситтера, который с течением времени постепенно снижает скорость расширения до нуля; и наконец, растущая из сверхкомпактного начального состояния вселенная Леметра, прародительница космологии Большого взрыва. Все они, и особенно леметровская модель, стали предшественницами современной Стандартной модели нашей Вселенной.

Есть, однако, и другие вселенные, тоже порожденные весьма креативным, как сейчас принято говорить, использованием уравнений ОТО. Они куда меньше соответствуют (или не соответствуют вовсе) результатам астрономических и астрофизических наблюдений, но нередко весьма красивы, а подчас и элегантно парадоксальны. А поскольку они возникли на основе интеллектуальных ресурсов Астрофизической революции, имеет смысл вспомнить и об этих воображаемых мирах. Правда, математики и астрономы напридумывали их в таких количествах, что нам придется ограничиться лишь несколькими примерами.

КАЗНЕРОВСКИЙ ЭЛЛИПСОИД.

После появления в 1917 г. основополагающих работ Эйнштейна и де Ситтера многие ученые стали пользоваться уравнениями ОТО для создания космологических моделей. Одним из первых это сделал нью-йоркский математик Эдвард Казнер, опубликовавший свое решение в 1921 г.

Его вселенная очень необычна. Начать с того, что в ней нет не только гравитирующей материи, но и антигравитирующего поля (другими словами, там отсутствует эйнштейновский космологический параметр). Казалось бы, в этом идеально пустом мире вообще ничего не может происходить. Однако Казнер допустил, что его гипотетическая вселенная неодинаково эволюционирует в разных направлениях. Она расширяется вдоль двух координатных осей, но сужается вдоль третьей оси. Посему это пространство очевидным образом анизотропно и по геометрическим очертаниям похоже на эллипсоид. Поскольку такой эллипсоид растягивается в двух направлениях и стягивается вдоль третьего, он постепенно превращается в плоский блин. При этом казнеровская вселенная отнюдь не худеет, ее объем увеличивается пропорционально возрасту. В начальный момент этот возраст равен нулю — и следовательно, объем тоже нулевой. Однако вселенные Казнера рождаются не из точечной сингулярности, как мир Леметра, а из чего-то вроде бесконечно тонкой спицы — ее начальный радиус равен бесконечности вдоль одной оси и нулю вдоль двух других.

В чем секрет эволюции этого пустого мира? Поскольку его пространство по-разному «сдвигается» вдоль разных направлений, возникают гравитационные приливные силы, которые и определяют его динамику. Казалось бы, от них можно избавиться, если уравнять скорости расширения по всем трем осям и тем самым ликвидировать анизотропность, однако математика подобной вольности не допускает. Правда, можно положить две из трех скоростей равными нулю (иначе говоря, зафиксировать размеры вселенной по двум координатным осям). В этом случае казнеровский мир будет расти лишь в одном направлении, причем строго пропорционально времени — это легко понять, поскольку именно так обязан увеличиваться его объем, но это и все, чего мы можем добиться.

Вселенная Казнера может оставаться сама собой только при условии полной пустоты. Если в нее добавить немножко материи, она постепенно станет эволюционировать подобно изотропной вселенной Эйнштейна — де Ситтера. Точно так же при добавлении в ее уравнения ненулевого эйнштейновского параметра она (с материей или без оной) асимптотически выйдет на режим экспоненциального изотропного расширения и превратится во вселенную де Ситтера. Однако такие «добавки» реально изменяют только эволюцию уже возникшей вселенной. В момент ее рождения они практически не играют роли, и вселенная, с ними или без них, эволюционирует по одному и тому же сценарию.

Хотя казнеровский мир динамически анизотропен, его кривизна в любой момент времени одинакова по всем координатным осям. Однако уравнения ОТО допускают существование вселенных, которые не только эволюционируют с анизотропными скоростями, но и обладают анизотропной кривизной. Такие модели в начале 1950-х гг. построил американский математик Абрахам Тауб. Его пространства могут в одних направлениях вести себя как открытые вселенные, а в других — как замкнутые. Более того, с течением времени они могут поменять знак с плюса на минус и с минуса на плюс. Их пространство не только пульсирует, но и буквально выворачивается наизнанку. Физически эти процессы можно связать с гравитационными волнами, которые столь сильно деформируют пространство, что локально изменяют его геометрию от сферической к седловидной и наоборот. Действительно, странные миры — хоть и математически возможные.

Казнера не стоит забывать еще и потому, что он был блестящим популяризатором науки — его книгу «Математика и воображение», написанную в соавторстве с Джеймсом Ньюманом, переиздают и читают и поныне. В одной из глав появляется число 10¹⁰⁰ (девятилетний племянник Казнера придумал этому числу название — Googol, а уж вовсе невообразимо исполинское число, 10^Googol, окрестил термином Googolplex). Когда стэнфордские аспиранты Ларри Пейдж и Сергей Брин пытались найти имя своему поисковику, их приятель Шон Андерсон порекомендовал всеобъемлющий Googolplex. Однако Пейджу больше понравился более скромный Googol, и Андерсон немедленно взялся проверять, можно ли использовать его в качестве интернетного домена. В спешке он сделал опечатку и отправил запрос не на Googol.com, а на Google.com. Это имя оказалось свободным и настолько полюбилось Брину, что они с Пейджем тут же зарегистрировали его — 15 сентября 1997 г. Случись по-иному, мы бы не гуглили!

ОСЦИЛЛИРУЮЩИЕ МИРЫ.

Вскоре после публикации работы Казнера появились статьи Александра Фридмана — первая в 1922 г., вторая в 1924-м. В этих работах были представлены удивительно элегантные решения уравнений ОТО, оказавшие чрезвычайно конструктивное воздействие на развитие космологии. В основе концепции Фридмана лежит предположение, что в среднем материя распределена по космическому пространству максимально симметрично, то есть полностью однородно и изотропно. Это означает, что геометрия пространства в каждый момент единого космического времени одинакова во всех его точках и по всем направлениям (строго говоря, такое время еще надо правильным образом определить, но в данном случае эта задача разрешима). Отсюда следует, что скорость расширения (или сжатия) вселенной в любой заданный момент опять-таки не зависит от направления, из-за чего фридмановские вселенные весьма непохожи на модель Казнера.

В первой статье Фридман построил модель закрытой вселенной с постоянной положительной кривизной пространства. Этот мир возникает из начального точечного состояния с бесконечной плотностью материи, расширяется до некоторого максимального радиуса (и следовательно, максимального объема), после чего снова схлопывается в такую же особую точку (на математическом языке — сингулярность). Однако Фридман на этом не остановился. По его мнению, найденное космологическое решение отнюдь не обязательно ограничивать промежутком между начальной и конечной сингулярностью, его можно продолжить во времени как вперед, так и назад. В результате получается бесконечная гроздь нанизанных на временную ось вселенных, которые граничат друг с другом в точках сингулярности. На языке физики это означает, что закрытая вселенная Фридмана может бесконечно осциллировать, погибая после каждого сжатия и возрождаясь к новой жизни в последующем расширении. Это строго периодический процесс, поскольку все осцилляции продолжаются одинаково долго. Поэтому каждый цикл существования вселенной — точная копия всех прочих циклов. Вот как прокомментировал эту модель Фридман в своей книге «Мир как пространство и время»:

Возможны, далее, случаи, когда радиус кривизны меняется периодически: вселенная сжимается в точку (в ничто), затем снова из точки доводит радиус свой до некоторого значения, далее опять, уменьшая радиус своей кривизны, обращается в точку и т. д. Невольно вспоминается сказание индусской мифологии о периодах жизни; является возможность также говорить о «сотворении мира из ничего», но все это пока должно рассматриваться как курьезные факты, не могущие быть солидно подтвержденными недостаточным астрономическим экспериментальным материалом[37].

Через несколько лет после публикации статей Фридмана его модели обрели известность и признание. Идеей осциллирующей вселенной серьезно заинтересовался Эйнштейн, и не он один. В 1932 г. за нее взялся профессор математической физики и физической химии Калтеха Ричард Толмен, о котором еще будет речь в главе о реликтовом излучении. Он не был ни чистым математиком, как Фридман, ни астрономом и астрофизиком, как де Ситтер, Леметр и Эддингтон. Толмен был признанным специалистом по статистической физике и термодинамике, которую он впервые объединил с космологией. Результаты оказались очень нетривиальными. Толмен пришел к выводу, что общая энтропия космоса от цикла к циклу должна возрастать. Накопление энтропии приводит к тому, что все большая часть энергии вселенной концентрируется в электромагнитном излучении, которое от цикла к циклу все сильнее и сильнее влияет на ее динамику. Из-за этого протяженность циклов увеличивается, каждый следующий становится дольше предыдущего. Осцилляции сохраняются, но перестают быть периодическими. К тому же в каждом новом цикле радиус толменовской вселенной возрастает. Следовательно, в стадии максимального расширения она имеет наименьшую кривизну, и ее геометрия все больше и больше и на все более и более длительное время приближается к евклидовой.

Толмен при конструировании свой модели упустил одну интересную возможность, на которую в 1995 г. обратили внимание Джон Барроу и Мариуш Домбровский. Они показали, что колебательный режим вселенной Толмена необратимо разрушается при введении антигравитационного космологического параметра. В этом случае толменовская вселенная на одном из циклов уже не стягивается в сингулярность, а расширяется с растущим ускорением и превращается во вселенную де Ситтера, что в аналогичной ситуации делает и вселенная Казнера. В общем, антигравитация, как и усердие, все превозмогает!

МИЗНЕРОВСКАЯ МЕШАЛКА.

Теперь заглянем в последний раздел книги, посвященный фоновому микроволновому излучению. Там отмечено, что вплоть до запуска в 1989 г. спутника COBE никак не удавалось измерить колебания температуры реликтовых фотонов, приходящих с разных точек небосвода (за исключением детектирования так называемого эфирного дрейфа, о котором читатель прочитает ниже). Это означало, что, если такие колебания и есть, они очень малы, — следовательно, реликтовое излучение почти идеально изотропно. В 1967 г. американские радиоастрономы Дэвид Вилкинсон и Брюс Партридж с помощью модифицированного радиометра Дикке (о нем мы тоже еще поговорим) обнаружили, что после вычленения эффекта эфирного дрейфа, флуктуации температуры реликтовых фотонов не превышают десятой доли процента. Их результат позволил предположить, что если даже наша Вселенная и не была высокоизотропна в момент рождения, то вскоре она обрела это свойство.

Такое обстоятельство составило немалую проблему для космологии. В первые космологические модели изотропность пространства закладывали с самого начала просто как математическое допущение. Однако еще в середине прошлого века стало известно, что уравнения ОТО позволяют построить множество неизотропных вселенных. В контексте этих результатов практически идеальная изотропность реликтового излучения потребовала объяснения.

Такое объяснение появилось лишь в начале 1980-х гг. и оказалось совершенно неожиданным. Оно было построено на принципиально новой теоретической концепции сверхбыстрого (как обычно говорят, инфляционного) расширения Вселенной в первые мгновения ее существования. Во второй половине 1960-х гг. наука до столь революционных идей просто не дозрела. Но, как известно, за неимением гербовой бумаги пишут на простой. Крупный американский космолог Чарльз Мизнер сразу после публикации статьи Вилкинсона и Партриджа попробовал объяснить изотропию микроволнового излучения с помощью вполне традиционных средств. Согласно его гипотезе, неоднородности ранней Вселенной постепенно исчезли из-за взаимного «трения» ее частей, обусловленного обменом нейтринными и световыми потоками (в своей первой публикации Мизнер назвал этот предполагаемый эффект «нейтринной вязкостью»). По его мысли, такая вязкость способна быстро сгладить изначальный хаос и сделать Вселенную почти идеально однородной и изотропной.

Исследовательская программа Мизнера выглядела красиво, но практических результатов не принесла. Главная причина ее неудачи опять-таки была выявлена с помощью анализа микроволнового излучения. Любые процессы с участием трения генерируют тепло, это элементарное следствие законов термодинамики. Если бы первичные неоднородности Вселенной были сглажены благодаря нейтринной или какой-то иной вязкости, плотность энергии реликтового излучения значительно отличалась бы от наблюдаемой величины. Как показали в конце 1970-х гг. американский астрофизик Ричард Матцнер и английский математик Джон Барроу, вязкие процессы могут устранить лишь самые мелкие космологические неоднородности. Для полного «разглаживания» Вселенной требовались другие механизмы, и они были найдены в рамках инфляционной теории.

Но все же Мизнер получил немало интересных результатов. В частности, в 1969 г. он опубликовал новую космологическую модель, имя которой позаимствовал у кухонного электроприбора! Мизнер окрестил ее Mixmaster Universe, по названию домашнего миксера производства компании Sunbeam Products. Эта вселенная все время бьется в сильнейших конвульсиях, которые, по мысли Мизнера, заставляют свет циркулировать по замкнутым путям, перемешивая и гомогенизируя ее содержимое. Однако позднейший анализ модели показал, что, хотя фотоны в мизнеровском мире и в самом деле совершают длительные путешествия, их смешивающее действие весьма незначительно.

Тем не менее Mixmaster Universe очень любопытна. Подобно замкнутой вселенной Фридмана, она возникает из нулевого объема, расширяется до определенного максимума и вновь стягивается под действием собственного тяготения. Но эта эволюция не гладкая, как у Фридмана, а абсолютно хаотическая и посему совершенно непредсказуемая в деталях. В молодости эта вселенная интенсивно осциллирует, расширяясь по двум направлениям и сокращаясь по третьему — как у Казнера. Однако ориентации расширений и сжатий не постоянны — они хаотически меняются местами. Более того, частота осцилляций зависит от времени и по приближении к начальному мгновению стремится к бесконечности. Такая вселенная претерпевает хаотические деформации, подобно желе, дрожащему на блюдечке. Эти деформации опять-таки можно интерпретировать как проявление движущихся в различных направлениях гравитационных волн, гораздо более буйных, чем в модели Казнера.

Mixmaster Universe вошла в историю космологии как самая сложная из воображаемых вселенных, созданных на базе «чистой» ОТО. С начала 1980-х гг. наиболее интересные концепции подобного рода стали использовать идеи и математический аппарат квантовой теории поля и теории элементарных частиц, а вскоре и теории суперструн. Но это уже совсем другая история.

Часть III. Астрофизика после белых карликов, или радио-астрономия шестидесятников.

32. История двух великих открытий.

Слово «шестидесятники» в российской культуре ассоциируется с поколением, отмеченным особенной ролью в жизни общества. В этом же смысле шестидесятники не раз присутствовали и в истории науки.

В Британии в 1660-е гг. было учреждено Королевское общество, а один из его основателей, Роберт Бойль, дал определение химического элемента и открыл первый из трех законов идеального газа. Джон Валлис (правильнее — Уоллис) создал теорию упругих и неупругих ударов и на ее основе пришел к общей концепции сохранения импульса. Джеймс Грегори предложил оптическую схему зеркального телескопа и доказал фундаментальную теорему о связи дифференцирования и интегрирования, которая считается основной теоремой математического анализа. Исаак Ньютон разработал основы дифференциального исчисления, раскрыл цветовой спектр солнечного света, построил телескоп-рефлектор, сформулировал первую версию закона всемирного тяготения и вывел общую формулу биномиального разложения. Так что британским шестидесятникам тех времен выпала исключительная роль в научной революции XVII в.

Перенесемся на два столетия вперед — в 1860-е гг. Илья Сеченов выпустил фундаментальные труды по физиологии нервной системы, Джеймс Клерк Максвелл в «Трактате об электричестве и магнетизме» опубликовал уравнения классической электродинамики, Грегор Мендель открыл законы наследственности, а Дмитрий Менделеев представил на суд химического сообщества Периодическую систему химических элементов. И снова — серия величайших достижений всего за одно десятилетие. Да и великая книга Чарльза Дарвина «Происхождение видов путем естественного отбора» вышла в свет в конце ноября 1859 г., а мировую известность приобрела в 1860-е гг.

Но и это еще не все. В 1860 г. отцы-основатели спектрального анализа Роберт Вильгельм Бунзен и Густав Кирхгоф доказали, что линии поглощения в спектре солнечного света принадлежат определенным химическим элементам. Их результаты положили начало новой науке — астрофизике. А без астрофизики не было бы открытий, которым посвящена наша книга.

Полвека назад, в седьмом десятилетии прошлого столетия, были созданы теория кварков и теория электрослабых взаимодействий, которые вскоре легли в основу Стандартной модели элементарных частиц. Однако самый (по крайней мере, на мой взгляд) богатый улов замечательных открытий пришелся на долю совсем молодой науки — радиоастрономии. Вот список ее главных достижений по годам:

• 1962 г. — обнаружено вращение Венеры и определена температура ее поверхности.

• 1963 г. — установлена внегалактическая природа квазаров.

• 1964 г. — открыто вращение Меркурия и произведена термометрия его поверхности.

• 1964 г. — открыто микроволновое реликтовое излучение.

• 1965 г. — открыты космические мазеры.

• 1968 г. — обнаружены пульсары.

Три пункта из этого перечня особенно повлияли на прогресс всего комплекса наук астрономического цикла. Это открытия квазаров и пульсаров и детектирование реликтового излучения. Квазары были впервые замечены в первой половине 1960-х гг., реликтовое излучение — в точности в середине этого десятилетия, пульсары — ближе к его концу. Каждое из этих великих достижений заслуживает отдельного повествования. В этой главе будет рассказано об открытии квазаров и пульсаров, в следующей — об открытии реликтового излучения. Но сначала вспомним, как возникла радиоастрономия.

НАЧАЛО НАУКИ.

В 1927 г. американская корпорация Bell запустила первый трансатлантический радиотелефон. Из-за множества помех связь была далека от совершенства, и 23-летний физик Карл Янский получил задание разобраться, почему это происходит. Он смонтировал в Холмделе в штате Нью-Джерси 10 вертикальных прямоугольных рамочных антенн, объединенных в единую цепь и установленных на вращающейся 30-метровой раме. Система была настроена на прием сигналов на частоте 20,5 МГц (14,6 м).

В 1930 г. Янский обнаружил очевидные и предсказуемые источники помех — далекие и близкие грозы. Однако в наушниках все время раздавалось слабое шипение, причина которого не поддавалась объяснению. К 1932 г. он выяснил, что загадочные помехи меняются с периодичностью звездных суток (23 часа 56 минут) и, следовательно, возникают за пределами Солнечной системы. В дальнейшем стало понятным, что это излучение исходит из Млечного Пути — то есть из плоскости нашей Галактики.

Янскому повезло вдвойне. Как раз в те времена плотность солнечных пятен была минимальной и по ночам ионосфера отлично пропускала 15-метровые радиоволны. В период активного Солнца «карусель Янского» оказалась бы бесполезной.

Открытие межзвездных волн, как их называл Янский, вызвало немалый шум — в мае 1933 г. о нем даже написала газета The New York Times. Янский пытался убедить руководство корпорации построить 30-метровую тарелочную антенну для изучения космических радиосигналов. Но менеджеры щедрости не проявили и перебросили его на другой проект. У астрономических обсерваторий тоже не было ни денег, ни желания тратиться на радиоаппаратуру. Янский изложил свои результаты в четырех статьях (две — в инженерном журнале, одна — в Popular Astronomy и лишь одна — в серьезном научном журнале[38]) и на этом распрощался с астрономией.

Однако дело Янского не пропало. На его работы обратили внимание молодой радиоинженер Гроут Ребер и физик из Мичиганского университета Джон Краус. Краус в 1933 г. соорудил небольшой радиотелескоп с отражающей антенной, но не смог ничего поймать из-за малой чувствительности приемника. После Второй мировой войны он основал радиоастрономическую обсерваторию при Университете Огайо и написал классический учебник по новой науке. Ребер пошел много дальше и в 1937 г. построил на пустыре около родительского дома первый радиотелескоп с поворотной параболической антенной. Отладив свое детище, он приступил к регулярным наблюдениям и в 1942 г. опубликовал карту радионеба Северного полушария.

Изучением радионеба занялись и другие энтузиасты. В 1942 г. англичанин Джеймс Стэнли Хэй поймал радиосигналы Солнца. В 1942–1943 гг. радионаблюдения нашего дневного светила вели Ребер и Джордж Саутворт, известный американский радиоинженер, один из создателей радиоволноводов. В те же годы разработчики немецких радаров фактически заметили отражение радиоволн от поверхности Луны, но об этом стало известно лишь после войны.

Бурное развитие радиоастрономии началось после 1945 г. Этому сильно поспособствовали работы над радарами систем ПВО. В частности, в Англии в астрономию пришли талантливые молодые исследователи, служившие во время войны на радарных станциях. Британское правительство передало ученым несколько работоспособных установок, к тому же английские и голландские астрономы получили в свое распоряжение трофейные немецкие радиолокаторы с 740-сантиметровыми антеннами. После перенастройки эта аппаратура была использована для поиска космических радиосигналов.

Это было лишь начало. Вскоре (сперва в Англии, а потом и в других странах) принялись строить крупные радиотелескопы с антеннами в десятки метров (поначалу неподвижными, а затем и поворотными), а потом и системы из нескольких связанных радиотелескопов — радиоинтерферометры. В 1960-е гг. появились фазированные решетки с тысячами антенн, интегрированных в единые (и вскоре компьютеризованные) сети. Эти нововведения в сочетании с более совершенной аппаратурой для усиления и фильтрации радиосигналов (в частности, мазерами и параметрическими усилителями) значительно увеличили чувствительность радиотелескопов и их угловое разрешение. Радиоастрономия превратилась в большую науку, важнейшую компоненту всего комплекса исследований небесных явлений. В 1960-е гг. она стала такой же серьезной дисциплиной, как и оптическая астрономия.

ЭТИ СТРАННЫЕ КВАЗИЗВЕЗДЫ.

В истории открытия квазаров особенную роль сыграли две обсерватории — английская и австралийская. В 1952 г. неподалеку от знаменитой Кавендишской лаборатории вступил в действие радиотелескоп оригинальной конструкции, вошедший в историю астрономии как Кембриджский интерферометр. Он состоял из четырех неподвижных цилиндрических антенн, которые действовали как интегрированная система, осуществляющая функции двойного интерферометра. Этот телескоп был создан двумя будущими нобелевскими лауреатами — руководителем Радиоастрономической группы Кембриджского университета (нынешнее название — Кавендишская астрофизическая группа) Мартином Райлом и его коллегой Энтони Хьюишем. Установку использовали для сканирования космического пространства, результатом которого стала публикация двух обширных списков радиоисточников — Второго и Третьего Кембриджских каталогов радиоисточников (первый каталог был составлен ранее на основе информации, полученной другой обсерваторией). Третий каталог (в сокращении — 3С), в который вошли 470 космических объектов, был закончен в 1959 г.

Некоторые из новооткрытых источников находятся в плоскости Млечного Пути. Их удалось отождествить с горячими газовыми туманностями, излучающими радиоволны вследствие теплового движения заряженных частиц. Еще часть источников сочли остатками сверхновых звезд, генерирующих радиоволны посредством синхротронного излучения. Прочие источники, вошедшие в этот каталог, признали самостоятельными галактиками. Один из них, обозначенный 3С 273, четыре года спустя открыл список квазаров.

В привлечении внимания к этому источнику главную роль сыграл новый австралийский радиотелескоп с поворотной 64-метровой тарелочной антенной. Он вступил в строй осенью 1961 г. и к весне 1962 г. был полностью отлажен. Инициатором этого проекта был еще один видный разработчик британских и американских радиолокационных систем Эдвард Джордж Боуэн, перебравшийся после войны на Пятый континент. Новую обсерваторию возвели в 20 км от города Паркс в провинции Новый Южный Уэльс, названного в честь одного из отцов-основателей Австралийской федерации сэра Генри Паркса. Крупнейший по тому времени радиотелескоп Южного полушария также получил его имя — Parkes Radio Telescope.

Радиоисточник 3С 273 находится в созвездии Девы и может наблюдаться и в Северном, и в Южном полушариях. Совсем рядовым его не назовешь — в каталоге 3С по радиояркости он входит в первую десятку (занимает седьмое место). Вскоре после публикации каталога этим источником заинтересовались в Калифорнийском технологическом институте, где в 1960-е гг. работала сильная (вероятно, сильнейшая в США) группа радиоастрономов. Калтех к тому времени располагал собственной обсерваторией OVRO (Owens Valley Radio Observatory), построенной в 1958 г. к востоку от горной цепи Сьерра-Невада в 350 км от Лос-Анджелеса. Там имелся первоклассный интерферометр, состоящий из пары 27-метровых радиотелескопов, установленных по линии восток-запад.

С первых месяцев 1960 г. на этой установке начали наблюдения космических радиоисточников. Она могла измерять их угловые координаты с очень хорошей для своего времени точностью — порядка десяти угловых секунд. Сотрудники обсерватории без большой задержки определили положение 3С 273 на северном небосводе, однако эта информация была опубликована (как один из пунктов в списке небесных координат 226 космических источников радиоволн) лишь в ноябре 1964 г. Во всяком случае, координаты 3С 273 были известны калтеховским астрономам еще в середине 1961 г. Но дальше этого у них дело не пошло.

Уточнение позиций новооткрытых радиоисточников отнюдь не было самоцелью. Астрономы намеревались их сопоставить и, если удастся, отождествить с космическими объектами, наблюдаемыми в оптические телескопы. Эта задача становилась все актуальней, поскольку к концу 1960 г. ученые не сомневались в наличии в Третьем Кембриджском каталоге большого числа галактик. За неимением лучшего имени эти очень удаленные сверхмощные радиоизлучатели назвали радиозвездами.

В 1960 г. калтеховские астрономы Томас Мэттьюс и Джон Болтон предположительно отождествили обнаруженный в созвездии Треугольника источник радиоволн, который вошел в Третий Кембриджский каталог под номером 48 с очень слабым светящимся объектом 16-й звездной величины. Сначала его сочли за одну из звезд нашей Галактики, однако информация о его излучении оказалась очень неопределенной, и вопрос так и остался открытым. Забегая вперед, замечу, что источник 3С 48 действительно оказался квазаром, удаленным от нас почти на 4 млрд световых лет, но это удалось окончательно доказать лишь в 1982 г.

Для идентификации радиоисточника необходимо как можно точнее измерить его угловые координаты, чтобы подобрать подходящего кандидата в оптическом спектре. Однако разрешающая способность радиотелескопов первого и второго поколений была довольно мала. Установка Янского работала с точностью порядка 30°, а радиотелескоп Ребера давал погрешность 12°. Законченный в 1957 г. британский радиотелескоп обсерватории Джодрелл-Бэнк (сейчас телескоп имени Ловелла) с 76-метровой полноповоротной антенной обеспечивал в лучшем случае угловое разрешение в десять угловых минут.

Конечно, калтеховский интерферометр с его десятью угловыми секундами работал точнее, но и его возможности бледнели по сравнению с лучшими оптическими инструментами. Крупнейший телескоп середины ХХ в., пятиметровый рефлектор Паломарской обсерватории, при оптимальных атмосферных условиях обеспечивал угловое разрешение порядка 0,5 секунды. Справедливости ради стоит отметить, что со временем возможности радиоастрономии значительно улучшились. Так, действующая с мая 1993 г. американская сеть из десяти интегрированных радиотелескопов Very Long Baseline Array (восемь антенн на континентальной территории США, одна на Гавайях, одна на карибском острове Сен-Круа) дает разрешение вплоть до 0,0002 секунды.

Однако для аккуратного определения позиций очень далеких (и потому хорошо локализованных) радиоисточников существовал еще один метод, не требующий интерферометров и позволяющий использовать унитарные радиотелескопы (конечно, с достаточно крупными фокусирующими антеннами). В принципе, он был известен давно, хотя применялся нечасто. В 1909 г. британский математик майор Перси Александр МакМагон предложил измерять угловой размер и положение звезд, наблюдая (естественно, в оптические телескопы) их покрытие лунным диском. Правда, эту идею тут же раскритиковал Артур Эддингтон, утверждавший, что из-за дифракции звездного света нельзя добиться хорошего разрешения. Однако к концу 1930-х гг. эту трудность сумел преодолеть американский астроном и астрофизик Альберт Уитфорд, крупный специалист по электронной фотометрии. Во время войны его привлекли к разработке радаров, и больше он к этой теме не возвращался. Но в 1950 г. в Техасском университете на основе техники лунных покрытий началась длительная серия измерений расстояний между двойными звездами. В 1950-х гг. с ней принялись успешно экспериментировать и радиоастрономы. Правда, в 1970-е гг. ее применение сошло на нет, поскольку появились радиоинтерферометры очень высокого разрешения.

Именно этот метод блестяще сработал в ходе наблюдений источника 3С 273. Его усовершенствовал молодой (1928 года рождения, это уже «послерадарное» поколение) радиоастроном Сирил Хазард. В начале 1960-х гг. в ходе работы на радиотелескопе обсерватории Джодрелл-Бэнк он определил координаты источника 3С 212 с точностью в три угловые секунды. Затем Хазард приехал в Австралию, присоединился к группе астрономов Сиднейского университета и приступил к наблюдениям на радиотелескопе имени Паркса. Его целью был источник 3С 273, покрытия которого раз в 20 лет становятся наблюдаемыми из Южного полушария.

Поскольку очередной период покрытий пришелся на 1962 г., Хазард зарезервировал время на телескопе имени Паркса. Он и его коллеги отследили три покрытия — 15 апреля, 5 августа и 26 октября. По условиям наблюдений в апреле радиотелескоп смог зарегистрировать лишь выход источника из-за лунного диска в апреле и его заход за лунный диск в октябре. Больше всего информации было получено в августе, когда аппаратура «Паркса» измерила дифракцию радиоволн и на входе, и на выходе, причем сразу на двух частотах (136 и 410 МГц). Очень ценными оказались и наблюдения октябрьского покрытия, которые удалось провести на частотах 410 и 1420 МГц. Поскольку более высокая частота обеспечивала лучшее разрешение, у источника обнаружились не одна, а две излучающие зоны, заметно разнесенные на небосводе. Так что эти данные не только позволили определить положение источника с погрешностью менее одной угловой секунды, но и привели к выявлению его пространственной структуры.

На пальцах объяснить улучшение разрешающей способности телескопа методом лунных покрытий невозможно — нужна серьезная математика. Поэтому ограничусь минимумом сведений. Предельная разрешающая способность телескопа при обычных наблюдениях определяется отношением длины волны излучения к размеру апертуры. Анализ дифракционной картины, возникающей при огибании радиоволнами края лунного диска, обеспечивает разрешение порядка квадратного корня от отношения длины волны к удвоенному расстоянию от Земли до Луны (а это 770 000 км). Это обстоятельство плюс ряд технических приемов, использованных Хазардом, обеспечили разрешение порядка одной угловой секунды.

Хазард и его группа опубликовали свои результаты в марте 1963 г.[39] Как уже было сказано, они пришли к выводу, что 3С 273 включает два излучающих центра, компоненту А и вчетверо менее яркую компоненту B, разделенные дистанцией примерно в 20 угловых секунд. Компонента А наблюдается как вытянутое ядро поперечником в две секунды, окруженное шестисекундным гало. Компонента B имеет овальное ядро поперечником в половину секунды и гало шириной в семь секунд. Это означает, что излучение компоненты B сильнее сконцентрировано в ее центре, нежели излучение компоненты А. Стоит отметить, что немного раньше французский астрофизик Джеймс Лекё с помощью интерферометрических наблюдений также выявил бинарную структуру 3С 273, хотя не столь детально.

С группой Хазарда сотрудничал Джон Болтон, который участвовал в сооружении телескопа имени Паркса и стал первым директором этой обсерватории. Хазард и не вошедший в число соавторов Болтон сочли полученные результаты настолько важными, что сами доставили их в Сидней, причем во избежание случайностей летели разными рейсами. И им было о чем беспокоиться! Австралийским радиоастрономам впервые удалось детально реконструировать структуру радиоисточника, который предположительно находился на космологической дистанции от нашей Галактики. Предположительно — но все же не наверняка. Истинное расстояние до 3С 273 оставалось неизвестным.

Как это часто бывает даже (впрочем, почему даже?) в науке, прояснению этой ситуации помогли личные связи. 20 августа (то есть задолго до полной расшифровки структуры 3С 273) Болтон ознакомил с собранной информацией голландского астронома Маартена Шмидта, который тремя годами ранее эмигрировал в США и приступил к работе в Калтехе. В своем письме Болтон просил проверить этот участок небосвода на предмет оптической идентификации радиоисточника. Интересно, что в координаты 3С 273, только что вычисленные Хазардом, вкралась ошибка приблизительно в 15 секунд (позже, естественно, она была исправлена), и поэтому в письме Шмидту содержались не вполне точные данные о его местоположении. К счастью, ничего страшного из-за этого не произошло.

Шмидт имел доступ к пятиметровому телескопу Паломарской обсерватории, оснащенному первоклассным спектрографом. До декабря 3С 273 находился чересчур близко к Солнцу, что препятствовало наблюдениям в оптическом диапазоне. В результате Шмидт получил первые фотоснимки и спектрограммы требуемого участка небосвода лишь 27 декабря. В наблюдаемом районе имелась голубая звезда 13-й величины. Рядом с ней можно было разглядеть тонкую светящуюся полоску, которую Шмидт идентифицировал как джет. Ее координаты, как выяснилось позднее, соответствовали положению компоненты B, выявленной группой Хазарда. Эту звездочку астрономы обнаружили на фотопластинках еще в конце ХIХ в. — конечно, на тогдашних телескопах джета не было видно.

Первые спектрограммы оптического излучения этой звезды (вернее, космического объекта, который приняли за звезду) оказались некачественными, однако 29 декабря Шмидт получил отчетливую картинку. На ней просматривалось несколько полос, не соответствовавших спектральным линиям ни одного из известных элементов. Шмидт убрал фотопластинку в стол и переключился на подготовку к новогодним праздникам.

Кто знает, сколько времени она там пролежала бы, если бы Болтон не предложил опубликовать наблюдения Шмидта в Nature одновременно с работой группы Хазарда. Поэтому 5 или 6 февраля (относительно точной даты источники расходятся) Шмидт вернулся к изучению пластинки. И в этот судьбоносный день он вдруг понял, что три самые узкие и потому хорошо различимые полосы на спектрограмме точно соответствуют трем линиям серии Бальмера, одной из спектральных групп излучения водорода, только сдвинутым на 15,8 % в красную часть спектра (позже выяснилось, что аналогичная интерпретация годится и для трех менее четких полос). Это была первостатейная сенсация!

Шмидт немедленно поделился своими выводами с профессором астрофизики Джесси Гринстайном, который в то время занимался изучением радиоисточника 3С 48, и с профессором астрономии Джоном Беверли Оуком, чьи кабинеты были расположены рядом. Весь остаток рабочего дня они пытались найти другие объяснения странного спектра, но из этого ничего не вышло. По ходу беседы Гринстайн показал коллегам незаконченную статью о 3С 48. К ней были приложены сделанные Гринстайном и другим калтеховским профессором астрономии Гвидо Мюнхом спектрограммы уже упоминавшегося оптического источника 16-й величины, расположенного по соседству. На этих спектрограммах, как и на снимках объекта 3С 273, наблюдались линии, которые никак не получалось идентифицировать. После недолгого мозгового штурма ученые пришли к выводу, что эти линии тождественны спектральным линиям ионов магния, неона и кислорода, сдвинутым к красной границе спектра аж на 37 %. Гринстайн предложил коллегам немедленно выпить за свои потрясающие открытия, что и было сделано.

Статья Шмидта[40] появилась рядом с публикацией группы Хазарда. В этом же номере напечатана статья Оука, посвященная распределению энергии в оптическом спектре 3С 273, и статья Гринстайна и Мэттьюса с данными о красном смещении спектра 3С 48. Сейчас эти четыре работы считаются классикой астрономии и астрофизики XX в.

Статья Шмидта не впечатляет ни длиной, ни разнообразием графического материала. Это короткая заметка на две трети журнальной страницы. Шмидт почему-то не добавил к тексту отпечаток со своей исторической фотопластинки. Он ограничился таблицей, в которой даны наблюдаемые длины волн шести загадочных полос излучения и те же длины волн, пересчитанные с поправкой на красное смещение спектральных линий, которое в данном случае равно 0,158. В последнем столбце таблицы отмечено, что четыре полосы соответствуют линиям бальмеровской серии водорода, а оставшиеся две — излучению ионизированных атомов магния и кислорода. Шмидт подчеркнул, что эта «беспрецедентная идентификация спектра вроде бы звездного объекта в терминах значительного красного смещения допускает два возможных объяснения».

Далее следуют объяснения, причем для каждого автору статьи хватило одного абзаца. Во-первых, пишет Шмидт, можно предположить, что красное смещение имеет гравитационную природу, то есть обусловлено уменьшением частоты излучения в очень сильном поле тяготения. В этом случае источник света — сверхмассивная звезда с радиусом порядка 10 км. Шмидт отметил, что эта версия практически не согласуется с наблюдаемой структурой спектральных линий.

Вторая интерпретация гораздо интересней. Загадочный звездный объект представляет собой ядерную область галактики с космологическим красным смещением 0,158, которое соответствует видимой скорости 47 000 км/с и дистанции порядка 500 мегапарсек (эту оценку Шмидт сделал на основе знаменитого закона Хаббла, хотя в тексте на него не сослался). Диаметр ядерной области составляет менее одного килопарсека, а ее светимость в оптическом спектре как минимум в сто раз превышает светимость галактик, которые до сих пор были зарегистрированы как источники радиоизлучения. Если наблюдавшийся на оптических снимках тусклый джет и выявленная группой Хазарда компонента А источника 3С 273 принадлежат одной и той же галактике, то они находятся приблизительно в 50 килопарсеках от ее ядра.

Четыре статьи, появившиеся 16 марта 1963 г. в Nature, произвели сильное впечатление на астрономов. Вскоре (все в том же каталоге 3С) нашлось еще несколько столь же необычных источников. Их угловые размеры не превышали половины секунды — против минимум трех секунд у типичных звездных скоплений, удаленных от Млечного Пути на сравнимые расстояния. С другой стороны, мощность их радиоизлучения была на несколько порядков выше, нежели у обычных галактик.

Новооткрытые аномальные источники радиоволн стали основной темой Международного симпозиума по гравитационному коллапсу и другим проблемам релятивистской астрофизики (International Symposium on Gravitational Collapse and Other Topics in Relativistic Astrophysics), состоявшегося в Далласе 16–18 декабря 1963 г. Поскольку память о недавнем убийстве президента Кеннеди была еще свежа, участники встречи проголосовали за переименование ее в Симпозиум памяти Джона Ф. Кеннеди (John F. Kennedy Memorial Symposium).

После интенсивных дискуссий ученые пришли к следующим выводам. Во-первых, эти источники представляют из себя чрезвычайно массивные и в то же время очень компактные объекты (не менее 100 млн солнечных масс в пространстве поперечником не более одного килопарсека). Во-вторых, это не звездные скопления, пусть сколь угодно плотные. В-третьих, время их жизни превышает 10 000 лет. В-четвертых, хоть эти источники и генерируют чрезвычайно сильное радиоизлучение, пик их мощности приходится на оптический диапазон. В-пятых, плотность заряженных частиц на поверхности этих объектов очень невелика — порядка 10 млн на см³. И наконец, в-шестых, их полная энергия превышает энергию покоя 1 млн звезд солнечной массы. В общем, стало понятным, что астрономия столкнулась с совершенно необычными обитателями космоса.

Авторы первых публикаций использовали для этих источников названия «звездные объекты» и «звездоподобные объекты». Позже был предложен довольно неуклюжий термин «квазизвездный радиоисточник», но продержался он недолго. Следующей весной в журнале Physics Today появился подробный отчет о далласском симпозиуме, написанный сотрудником Годдардовского института космических исследований Хун-И Чиу[41]. Он предложил для краткости и удобства заменить длинное название аббревиатурой «квазар». Новое слово быстро привилось и восторжествовало в устных дискуссиях и научно-популярной литературе. Однако главный печатный орган астрофизики, The Astrophysical Journal, еще долго не допускал его использования в своих публикациях. Лишь с 1970 г. оно было наконец-то санкционировано (причем с сожалением) главным редактором журнала великим астрофизиком Субраманьяном Чандрасекаром.

С момента открытия квазаров их поиск пошел чрезвычайно быстро. К концу 1964 г. число известных квазаров достигло четырех десятков. Некоторые имели красное смещение порядка двух и, следовательно, были отдалены от нашей Галактики на 10 млрд световых лет (а вот наблюдения квазаров с красным смещением более трех пришлось ждать до 1973 г.). С этим открытием астрономия реально вышла на максимальные масштабы космологических дистанций. На момент написания этой главы рекорд удаленности принадлежал квазару J1342+0928. Его красное смещение равно 7,5, что соответствует возрасту всего в 690 млн лет от момента Большого взрыва.

Природа квазаров и источники их излучения были окончательно установлены намного позднее их открытия. Описание этой истории лежит за рамками моей книги, поэтому ограничусь кратчайшей информацией. Сейчас установлено, что в центре большинства галактик лежат одиночные черные дыры с массой в миллионы и даже миллиарды солнечных масс. Общая светимость галактики сильно зависит от того, что происходит в пространстве вблизи центральной дыры. Если там нет или почти нет направленных к дыре потоков вещества, она проявляет себя вовне почти что только своим притяжением (именно это и происходит в центре нашей собственной Галактики). Напротив, если в этой области много частиц свободного газа и пыли, они притягиваются дырой и закручиваются в окружающем пространстве, образуя аккреционный диск. В нем происходят сложные и не до конца понятные процессы, которые влекут за собой интенсивную генерацию электромагнитного излучения. В этом случае галактика имеет так называемое активное ядро. Квазары — это особо активные галактические ядра, порождающие излучение максимальной мощности в широких частотных диапазонах. В таких ядрах из обеих полярных областей черной дыры вырываются мощные плазменные струи, которые движутся почти со скоростью света (они называются релятивистскими джетами). Именно такой джет заметил Маартен Шмидт.

Иногда по воле случая один из джетов оказывается направленным на нашу Галактику (а второй, естественно, в противоположную сторону). Квазары с такой ориентацией джетов называют блазарами. Из-за увеличения светимости, вызванного релятивистским эффектом Доплера, блазары выглядят много ярче квазаров одинаковой мощности, чьи джеты ориентированы по-иному. Типичные блазары порождают фотоны самых различных энергий — от радиоволн до гамма-квантов. Открытый Шмидтом квазар как раз принадлежит к числу блазаров, что было установлено лишь в 1981 г. Именно этим объясняется его аномально высокая светимость, так поразившая Шмидта. И было чему удивляться: 3С 273 был и остается на земном небосводе самым ярким квазаром как в радиоспектре, так и в инфракрасном и оптическом диапазонах.

Астрономы со временем скорректировали численные оценки Шмидта — впрочем, не слишком сильно. По уточненным данным, квазар 3С 273 лежит в ядре гигантской эллиптической галактики, чей видимый угловой размер составляет 30 секунд. Расстояние до этого квазара — 749 мегапарсек, или 2,4 млрд световых лет. Длина замеченного Шмидтом джета приблизительно равна 200 000 световых лет. Масса черной дыры определена не особенно точно — 886 ± 187 млн солнечных масс. Скорее всего, еще не миллиардник, но что-то около.

В заключение стоит особо отметить еще два пункта. Во-первых, лишь 10 % известных ныне квазаров генерируют сильное радиоизлучение. Поэтому термин, придуманный как сокращение первоначального названия «квазизвездный радиоисточник», предпочтительней не только из-за краткости (и, не побоюсь этого слова, некоторой загадочности), но и потому, что не содержит явной отсылки к радиоволнам. Во-вторых, в нашу эпоху квазары встречаются довольно редко. В среднем только одна галактика из ста имеет минимально активное ядро и лишь одна галактика из миллиона содержит квазар. При всем этом современные телескопы позволяют открывать сотни квазаров за одну ночь наблюдений. В этом нет ничего особо удивительного, поскольку видимая Вселенная содержит 100 млрд галактик!

КОСМИЧЕСКИЕ ТИК-ТАКИ.

Открытие пульсаров связано с еще одним радиотелескопом. Он был построен в 1967 г. по инициативе Энтони Хьюиша, который, как и раньше, работал в Кавендише. К этому времени Кембриджские радиоастрономы располагали несколькими инструментами, объединенными в Маллардовскую радиоастрономическую обсерваторию (Mullard Radio Astronomy Observatory, MRAO). Своим названием она обязана британской электронной корпорации Mullard Limited, которая вложила в этот проект £100 000.

В середине 1960-х гг. Хьюиш подключился к исследованию квазаров. Незадолго до этого он пришел к выводу, что сигналы от очень компактных космических радиоисточников с угловыми размерами порядка одной секунды должны рассеиваться на плазменных облаках, которые подпитываются частицами солнечного ветра в межпланетной среде. В результате такого рассеивания интенсивность зарегистрированных радиотелескопом сигналов хаотически колеблется. Этот эффект, который сродни мерцанию звезд из-за рассеяния на флуктуациях земной атмосферы, получил название межпланетной сцинтилляции. Хьюиш понял, что находка мерцающих радиоисточников — путь к открытию новых квазаров.

Однако для этого требовались новые аппаратные возможности. Конкретно — Хьюиш нуждался в телескопе с очень высоким разрешением для регистрации быстрых колебаний радиоизлучения. Он самостоятельно спроектировал такую систему и в 1965 г. получил под нее финансирование.

Радиотелескоп Хьюиша был рассчитан на прием сигналов на частоте 81,5 МГц в полосе шириной в 1 МГц. Для приема радиоволн была спроектирована антенна с фазированной решеткой из 2048 дипольных принимающих элементов. Она представляла собой прямоугольник со сторонами 470 × 45 м, внутри которого были смонтированы 16 одинаковых рядов диполей. Длинная сторона прямоугольника была ориентирована по линии север-юг, короткая — по линии восток-запад. Телескоп позволял сканировать радионебо в широкой зоне с угловыми координатами по склонению от –8° до 44° (то есть ему была доступна почти половина северного небосвода и небольшая часть южного).

Новая установка, «Массив межпланетных мерцаний» (Interplanetary Scintillation Array), была завершена в 1967 г. Ее строила команда из пяти человек, среди которых была и 24-летняя аспирантка Хьюиша Джоселин Белл (она занималась монтажом кабельной сети, соединяющей диполи). В июле 1967 г., после того как телескоп прошел первые испытания, Белл приступила к пробным наблюдениям.

Вскоре судьба преподнесла ей сюрприз. Радиоэлектронная аппаратура телескопа записывала информацию на бумажных лентах четырех перьевых самописцев. 6 августа Джоселин Белл заметила на графиках небольшие спорадические изломы. Их можно было приписать дефектам еще не отлаженных регистраторов, но Джоселин заподозрила, что это какие-то флуктуирующие сигналы, пришедшие из космоса. Ей удалось определить прямое восхождение предполагаемого источника — 19 часов 19 минут (отсюда последующее название CP 1919). Хьюиш посоветовал ей повторить этот эксперимент и записать его на новом высокоскоростном самописце. В октябре этот прибор был установлен. Сначала его использовали для регистрации сигналов знаменитого источника 3С 273, поскольку Хьюиш намеревался проверить некоторые стороны своей теории межпланетных сцинтилляций. Поэтому до Джоселин Белл очередь дошла лишь в ноябре.

Оказалось, что предчувствия ее не обманули. К концу месяца она выяснила, что загадочные зубцы кривых — это пульсации протяженностью примерно 0,3 секунды, разделенные промежутками в 1,337 секунды. Последующие наблюдения показали, что эта периодичность сохраняется с очень высокой точностью — возможное относительное отклонение не превышало одной десятимиллионной!

Хьюиш не сразу поверил в космическую природу зарегистрированных 28 ноября радиоимпульсов. Проявив похвальную осторожность, он предложил поискать для них другие источники — такие как сигналы с искусственных спутников Земли или отражения радиоволн от лунной поверхности. Однако из этого ничего не получилось, и Хьюиш предположил, что источник сигналов находится далеко за пределами Солнечной системы. В этом он окончательно уверился, когда его сотрудники Пол Скотт и Р. А. Коллинз на другом радиотелескопе отловили такие же сигналы с тем же небесным адресом.

Сомнения окончательно рассеялись после того, как Джоселин Белл 21 декабря выявила второй пульсирующий сигнал, а в середине января — еще два, причем они исходили от источников, разнесенных на небесной сфере далеко друг от друга. Теперь уже и самому Хьюишу, и членам его команды стало ясно, что они столкнулись с еще неизвестным космическим феноменом и о нем необходимо сообщить астрономическому сообществу. Спешить с этим тем более было нужно, что к концу года в профессиональной среде уже множились слухи о результатах Кембриджской группы.

8 февраля Энтони Хьюиш и четверо его сотрудников отправили в Nature статью о своем открытии[42]. Написал ее сам Хьюиш, а подпись Джоселин Белл стояла на втором месте. 24 февраля она появилась в печати. Четырьмя днями ранее Хьюиш рассказал о ней на семинаре в Максвелловской аудитории Кавендишской лаборатории. В апреле Nature опубликовал еще одну работу Кембриджской группы с анализом сигналов от остальных трех источников. Следует отметить, что в марте периодическое излучение источника CP 1919 было зарегистрировано на телескопе имени Паркса сразу на пяти различных частотах от 85 до 1410 МГц, и об этом австралийские радиоастрономы сообщили в сентябре.

Термин «пульсар» — по явной аналогии с квазаром — придумал Хьюиш, скорее всего, не позднее марта 1968 г. Так и получилось, что новые радиоисточники оказались обязаны квазарам не только открытием (ведь Хьюиш искал именно квазары!), но и названием.

В первой же статье Хьюиш и его коллеги не просто рассказали о загадочном пульсирующем источнике радиоволн, но и высказали соображения о его природе. Они отметили, что он не принадлежит Солнечной системе, однако наверняка находится внутри нашей Галактики. Авторы также обсудили гипотезу, в соответствии с которой источником сигналов были радиальные вибрации белых карликов или нейтронных звезд. Одним из предположений было, что такие вибрации порождают ударные волны на звездной поверхности и именно эти волны генерируют электромагнитные импульсы. Соавторы весьма осторожно отнеслись к этой гипотезе и подчеркнули, что «для понимания странного нового класса радиоисточников понадобятся новые наблюдения».

Точности ради надо отметить, что белые карлики к этому времени были давно открыты и хорошо изучены. Нейтронные же звезды, напротив, были предсказаны теоретиками еще в 1930-е гг., но по-прежнему считались гипотетическими объектами.

Как нередко случается, понимание природы нового явления в своей основе было достигнуто еще до его открытия. 11 ноября 1967 г. в Nature появилась статья итальянского астрофизика Франко Пачини (он в то время работал в Корнеллском университете) с провидческим заголовком «Испускание энергии нейтронной звездой» (Energy Emission from a Neutron Star)[43]. Он показал, что вращающаяся намагниченная нейтронная звезда должна быть источником электромагнитных волн, которые преимущественно исходят вдоль ее магнитной оси. Если эта ось не совпадает с осью вращения звезды, то направленный вовне узкий поток радиоволн крутится в космическом пространстве и, возможно, на каждом обороте задевает нашу планету. Такой поток радиотелескопы смогут зарегистрировать как последовательность пульсаций, приходящих на Землю с частотой вращения звезды (подобно тому, как вращающийся прожектор маяка периодически освещает далекие корабли). Хотя Пачини этого вывода не сделал, он непосредственно следует из его модели.

Пачини дал оценку мощности излучения черной дыры с магнитным полем порядка 10¹⁰ гаусс, получив весьма солидную величину в 2 × 10⁴⁰ эрг/с. Отсюда следует (хотя опять-таки Пачини на этом специально не остановился), что если ее излучение не будет поглощено межзвездной средой, оно сможет проявиться на расстояниях, сравнимых с размерами крупных галактик.

Пачини сам отметил, что его модель «наклонного ротатора» чрезмерно идеализирована, так что сильно намагниченные нейтронные звезды требуют дальнейшего изучения. В ретроспективе основная слабость этой модели вполне очевидна. Пачини рассматривал нейтронную звезду как магнитный диполь, ось которого пересекает центр звезды под углом к оси ее вращения. В результате ось диполя вычерчивает коническую поверхность (откуда и название «наклонный ротатор»), по которой уходят радиоволны. Такая система генерирует монохроматичное излучение очень низкой частоты, равной угловой частоте вращения звезды (Пачини оценил ее в 1 кГц). Поэтому длины испущенных радиоволн составляют сотни километров. Такие волны должны сильно отражаться и поглощаться межзвездной плазмой на весьма умеренных дистанциях от источника. «В результате, — заключил Пачини, — нас такие электромагнитные волны достичь не могут».

Напомню, что статья Пачини вышла из печати всего за две с половиной недели до того, как Джоселин Белл впервые наблюдала на ленте самописца пульсации источника CP 1919. Тогда эту работу мало кто заметил и, во всяком случае, не связал с открытием первого пульсара. Возможно, вывод Пачини о радионевидимости нейтронных звезд для земных наблюдателей стал фактором снижения интереса астрономов и астрофизиков к его работе. Впрочем, мне как историку науки задним числом несложно предложить такое объяснение, поэтому я на нем и не настаиваю.

Декану астрономического факультета все того же Корнелла Томасу Голду повезло гораздо больше. Он предположил, что зарегистрированные Кембриджской группой радиоимпульсы порождены релятивистскими движениями плазмы в магнитосфере быстро вращающейся нейтронной звезды. В целом это та же модель, что и у Пачини, но с явным указанием на роль динамических процессов в магнитосфере (кстати, этот термин придумал тот же Голд). Занятно, что Голд не только не обратил внимания на статью Пачини, но и не обсудил с ним собственную гипотезу, хотя их кабинеты находились в одном коридоре. Маартену Шмидту с коллегами повезло больше.

Голд хотел доложить о своей работе на конференции по пульсарам в Нью-Йорке 20–21 мая 1968 г. Но не получилось. Организатор этой встречи, известный астрофизик Аластер Камерон, счел гипотезу Голда чересчур экстравагантной и отказался предоставить ему слово. Однако тогдашний редактор Nature (не астроном и не физик, а биолог!) Джон Мэддокс не только поверил Голду, но и немедленно отправил его статью в набор. Она поступила в редакцию журнала 20 мая, а 25 мая была опубликована[44]. Насколько я знаю, это абсолютный рекорд в истории журнала.

Томас Голд дал своей работе совсем уж говорящий заголовок: «Вращающиеся нейтронные звезды как причина пульсирующих источников радиоволн». Ни убавить, не прибавить — все сказано. В конце короткой (чуть больше журнальной страницы) статьи два важнейших предсказания. Голд пишет, что, поскольку радиоволны испускаются за счет ротационной энергии нейтронной звезды, скорость ее вращения постепенно замедляется, а периоды пульсаций увеличиваются. Во-вторых, скорость вращения нейтронной звезды может достигать сотен оборотов в секунду, поэтому не будет неожиданным открытие космических радиопульсаций с такими же короткими периодами.

Модель Голда выгодно отличается от модели Пачини еще в одном аспекте. Она не ограничивает электромагнитную активность нейтронной звезды излучением радиоволн очень низких частот. Релятивистские движения частиц ее плазменного окружения в принципе могут генерировать радиоволны разных частот, в том числе в диапазоне от десятков до сотен мегагерц. Именно такие сигналы наблюдали британские и австралийские астрономы.

Голд оказался прав по всем основным пунктам своей теории. Хотя механизмы излучения радиопульсаров еще далеки от полной ясности, не приходится сомневаться, что эти излучения генерируют динамические процессы в магнитосферах нейтронных звезд. Предсказанные Голдом пульсары с периодами, измеряемыми тысячными долями секунды (миллисекундные пульсары) действительно существуют. Первый такой пульсар PSR B1937+21 с периодичностью 1,558 миллисекунды (что дает угловую частоту нейтронной звезды в 642 оборота в секунду) был обнаружен в 1982 г. астрономом из Калифорнийского университета Дональдом Бейкером и его группой. Что до другого предсказания Голда, то ежедневный прирост периода пульсара Vela (он же PSR J0835-4510) на 10 наносекунд, вызванный замедлением вращения нейтронной звезды-источника, был обнаружен посредством наблюдений на радиотелескопе имени Паркса еще зимой 1968–1969 гг.

Поиск новых пульсаров и исследование их свойств составляют не менее увлекательную главу истории астрономии и астрофизики, нежели изучение квазаров. На этом пути было сделано (и, конечно, будет сделано) множество интереснейших открытий. Например, в октябре 2018 г. было сообщено об открытии рекордно медленного пульсара, который делает один оборот вокруг оси за 23,5 секунды. Но, как и в случае с квазарами, это совершенно самостоятельная тема.

Кое-что, так сказать, осталось на сладкое. Мало какое описание открытия пульсаров обходится без упоминания, что Кембриджские астрономы одно время допускали искусственный характер зарегистрированных сигналов. Это верно, как верно и то, что в шутку они называли отправителей маленькими зелеными человечками. Однако это обсуждалось лишь как экзотическая версия, да и к тому же недолго. Уже в первые дни января 1968 г. подобные разговоры полностью прекратились.

И последнее. Достигнув к началу 1960-х гг. и технической, и идейной зрелости, радиоастрономия вполне ожидаемо вышла на достижения нобелевского уровня, и в Стокгольме это быстро признали. В 1974 г. лауреатами стали Мартин Райл (за разработку и результаты интерферометрических методов радиотелескопических наблюдений) и Энтони Хьюиш (за определяющую роль в открытии пульсаров). Это была первая, но отнюдь не последняя Нобелевская премия по физике, присужденная радиоастрономам. Четыре года спустя ее получили Арно Пензиас и Роберт Вильсон (за открытие микроволнового реликтового излучения.

Поскольку нобелевский статут ограничивает число получателей премии в каждой номинации тремя лауреатами, Джоселин Белл в принципе могла бы разделить с Хьюишем награду за открытие пульсаров. Шведские академики так не посчитали — и, на мой взгляд, справедливо. В самом деле, вклады Энтони Хьюиша и его аспирантки в это великое открытие попросту несоизмеримы. Хьюиш предложил оригинальный исследовательский проект и сконструировал для его выполнения уникальную антенную мультисистему. Белл действительно заметила первые признаки космических радиопульсаций и доказала их реальность. Она проявила и наблюдательность, и упорство — но ей еще и сильно повезло. Однако эти ценные качества, равно как и удача, слишком слабое основание для причисления к сонму нобелистов. Особенно если учесть — и об этом необходимо сказать открыто, — что по окончании аспирантуры она не обогатила науку новыми открытиями. Ее профессиональные достижения ограничились благополучной карьерой университетского профессора.

К тому же судьба не обидела Джоселин Белл (после замужества Джоселин Белл Бёрнелл) многочисленными знаками отличия. Королева Елизавета дала ей дворянский титул Dame, а университеты и научные общества удостоили членством, медалями и премиями. 6 сентября 2018 г. было объявлено о присуждении ей Специальной премии за прорыв в фундаментальной физике — то ли к ее 75-летию, то ли к 50-летнему юбилею открытия пульсаров. А это, как никак, $3 млн — Нобелевская премия в денежном выражении почти втрое меньше.

Я понимаю, что ламентации по поводу того, что кому-то дали, а кому-то не дали Нобелевскую премию — разговоры в пользу бедных. И все же меня удивляет, что Сирил Хазард, Маартен Шмидт и Джесси Гринстайн не были удостоены этой награды за открытие квазаров. Возможно, везения не хватило.

ОЧЕНЬ КОРОТКОЕ ЗАКЛЮЧЕНИЕ.

В 1960–1980-е гг. радиоастрономия лидировала в области качественного и количественного расширения возможностей наблюдений космического пространства с наземных платформ. Оптическая астрономия в эти времена не то чтобы стагнировала, но развивалась относительно медленно. Пятиметровый рефлектор Паломарской обсерватории вплоть до 1976 г. оставался самым большим в мире. Конечно, оптические обсерватории оснащали более совершенными фотокамерами и спектрографами, но эти приборы монтировали на уже имеющихся телескопах. Строительство гигантских рефлекторов нового поколения с восьми-десятиметровыми зеркалами началось лишь в 1990-е гг. Позднее их начали оснащать системами активной и адаптивной оптики, позволявшими в несколько раз увеличить разрешающую способность. Новые телескопы объединяли в интерферометрические системы и оснащали компьютерной управляющей аппаратурой. Это привело к революционному перевороту в оптической астрономии, которая стала достойным партнером астрономии радиоволн.

Однако радиоастрономия шестидесятников обязана своими открытиями не одному лишь прогрессу аппаратных и вычислительных ресурсов. Ее активное человеческое ядро было не особенно (во всяком случае, по сегодняшним меркам) многочисленной группой первоклассных исследователей, объединенных неформальными личными связями (а иногда и опытом совместной работы над военными проектами). Эти связи и опыт сыграли в высшей степени конструктивную роль в становлении новой научной дисциплины.

33. Как открывали реликтовое излучение.

Открытие реликтового излучения (его также называют микроволновым фоновым излучением) принадлежит к числу величайших достижений космической науки за всю ее многовековую историю. Его официальной датой считается дата публикации крохотной заметки американских радиоастрономов Арно Пензиаса и Роберта Вильсона и короткой статьи принстонских физиков Роберта Дикке, Джеймса Пиблза, Питера Ролла и Дэвида Вилкинсона, которые появились в The Astrophysical Journal от 1 июля 1965 г. Пензиас и Вильсон детектировали ранее неизвестное космическое излучение на своем радиотелескопе, а их принстонские коллеги объяснили его природу и поделились планами его дальнейшего исследования. Однако почти за полтора месяца до выхода журнала весь мир узнал об открытии из статьи старейшины американской научной журналистики Уолтера Салливана «Сигналы подтверждают Большой взрыв Вселенной», напечатанной 21 мая на первой странице газеты The New York Times. Обе научные статьи тогда уже были отправлены в The Astrophysical Journal — 7 и 13 мая. Поэтому сенсационная публикация Салливана базировалась на весьма оперативной утечке информации из редакции этого издания. Кто ее устроил, до сих пор неизвестно.

Как бы то ни было, в 2020 г. открытию исполнилось 55 лет — дата хоть и не круглая, но вполне почтенная. Она предоставляет повод восстановить последовательность событий, имеющих отношение к этому открытию. Причем не только тех, которые реально привели к первому детектированию реликтового излучения, но и тех, которые могли бы завершиться — но все же не завершились! — таким же победным финалом. И их было немало.

Однако для полноты картины начнем не с истории науки о космосе и не ею закончим. В следующем разделе будет рассказано о современном понимании природы реликтового излучения и физических механизмов его возникновения. Во втором и третьем разделах речь пойдет о работах астрономов, которые фактически наблюдали реликтовое излучение, а также трудах физиков-теоретиков, предсказавших его существование до детектирования. В четвертом разделе вспомним радиоастрономические наблюдения 1940-х — начала 1960-х гг., которые, как ясно сейчас, косвенно указывали, что космическое пространство может быть равномерно заполненным изотропным электромагнитным излучением, не связанным ни с какими локальными источниками. Пятый раздел будет посвящен самому детектированию реликтового излучения, а шестой — последующей проверке и шлифовке начальных результатов. В седьмом и восьмом разделах поговорим о физических причинах температурных флуктуаций реликтового излучения и о том, какая информация об истории мироздания в них зашифрована. Последний раздел будет посвящен современному статусу космологии.

ПРОИСХОЖДЕНИЕ РЕЛИКТОВЫХ ФОТОНОВ.

В нашем столетии астрофизики и космологи построили Стандартную модель происхождения и последующей эволюции Вселенной. Она основана на предположении, что мироздание возникло в результате квантового катаклизма, природа которого пока еще непонятна. Эту начальную фазу его существования часто называют Большим взрывом.

Строго говоря, Стандартная модель начинает работать не сразу после Большого взрыва, а с некоторой отсрочкой. Большинство космологов согласны с тем, что за Большим взрывом последовало чрезвычайно кратковременное, но очень быстрое (как его называют, инфляционное) расширение пространства, которое закончилось интенсивным возникновением высокоэнергетичных частиц, в частности свободных кварков и лептонов. После этого сверхгорячая, но уже остывающая ранняя Вселенная начала расширяться с уменьшающейся скоростью вследствие тормозящего действия гравитации.

Теория инфляции примыкает к Стандартной модели как ее экстраполяция на более раннюю эпоху. Согласно этому сценарию, к концу первой микросекунды произошла так называемая Великая аннигиляция, уничтожившая все антикварки, однако пощадившая возникший до этого мизерный избыток кварков. С того времени эволюция Вселенной поддается моделированию на основе надежных данных фундаментальной физики. Именно эту эволюцию и описывает Стандартная модель.

Итак, что же происходило на следующих этапах? Когда возраст Вселенной достиг 10 микросекунд, энергия свободных кварков уменьшилась настолько, что они начали сливаться в тройки и пары. Первый процесс породил частицы семейства барионов — протоны и нейтроны, которые в будущем стали кирпичиками для построения атомных ядер. Попарное слияние привело к появлению крайне нестабильных частиц из семейства мезонов — в основном пионов. На каждый барион приходилось около 1 млрд высокоэнергетичных фотонов, температура которых в те времена составляла около 4 трлн K.

К концу первой секунды Вселенная заполнилась сверхгорячей плазмой, причем основной вклад в ее энергию тогда вносили не барионы и фотоны, а высокоэнергетичные лептоны, прежде всего электроны и позитроны. Они существовали в столь же ничтожном дисбалансе, как кварки и антикварки, однако все же не аннигилировали полностью, поскольку при высокой температуре гамма-кванты рождали все новые и новые электронно-позитронные пары. Эту фазу ранней истории Вселенной называют лептонной эрой (а предшествующую ей — адронной). Диаметр ныне доступной для наблюдений части Вселенной в те времена был меньше сотни астрономических единиц, то есть сильно уступал по величине современной Солнечной системе.

Лептонная эра продолжалась до тех пор, пока гамма-квантам хватало энергии для порождения электронов и позитронов. Кванту легче всего претерпеть подобное превращение в процессе рассеяния на протоне, поскольку в этом случае его минимальная энергия должна быть равной суммарной энергии электрона и позитрона, то есть несколько больше 1 млн электронвольт (для рассеяния на электроне или позитроне пороговая энергия вдвое выше). 1 МэВ соответствует средней температуре излучения порядка 11,6 млрд K. Из-за расширения Вселенной температура фотонного газа изменялась обратно пропорционально увеличению ее размера (на формальном языке — росту масштабного фактора). Поэтому она постоянно снижалась и, когда возраст мироздания составил примерно одну секунду, достигла тех самых 11,5 гигакельвинов. Однако образование пар (все в меньшем и меньшем количестве) продолжалось и позднее за счет горячего хвоста фотонного спектра, где еще оставались высокоэнергетичные кванты. Лишь спустя несколько секунд, когда температура фотонов опустилась ниже 4 млрд K, оно прекратилось полностью. К моменту, когда Вселенной исполнилось десять секунд, лептонная эра ушла в прошлое. Подобно кварковой эре, она оставила после себя очень горячую плазму, чья энергия почти полностью обеспечивалась фотонами. Началась новая эра — радиационная.

В преддверии радиационной эры материя Вселенной претерпела еще одно серьезное превращение. Помимо ранее названных частиц, в наследство от кварковой эры достались нейтрино — по одному на каждый фотон. Пока материя оставалась достаточно плотной и горячей, нейтрино интенсивно взаимодействовали с протонами и нейтронами, заставляя их превращаться друг в друга в ходе реакций, аналогичных бета-распаду атомных ядер. В течение второй секунды Вселенная расширилась настолько, что нейтрино прекратили рассеиваться на барионах и ушли в свободный полет. С этого момента космическое пространство стало прозрачным для нейтрино, каковым и остается до сих пор.

Разъединение нейтрино и барионов оставило после себя неодинаковое число протонов и нейтронов. Поскольку масса нейтрона больше массы протона, вероятность их возникновения была меньшей. Поэтому после полного выхода нейтрино из игры протоны преобладали над нейтронами приблизительно в соотношении 6:1. Как известно, протоны стабильны, в то время как время жизни свободного нейтрона в среднем не более четверти часа. Когда возраст Вселенной достиг трех минут, 13 % нейтронов распалось, и на каждый нейтрон пришлось уже по семь протонов. Количество фотонов в расчете на один протон стабилизировалось на уровне 1,6 млрд и с тех пор практически не изменилось.

В истории мироздания трехминутная отметка очень важна. Именно на этой стадии впервые появилась возможность формирования самых простых составных ядер. Это были ядра дейтерия — тяжелого изотопа водорода, состоящие из протона и нейтрона. Энергия связи такого ядра равна 2,2 МэВ, что соответствует температуре порядка 25 млрд K. Температура первичной плазмы упала до этой величины, когда Вселенной было всего ¼ секунды. Можно подумать, что дейтерий мог возникнуть уже тогда, но этот вывод будет ошибочным. Электромагнитное излучение Вселенной еще долго содержало достаточное количество горячих фотонов, которые разбивали новорожденные ядра дейтерия. Дейтерий смог выжить, лишь когда доля фотонов с энергией более 2,2 МэВ сократилась до одной миллиардной (вспомним, что общее число фотонов в полтора миллиарда раз превышало число подлежащих объединению барионов!). Это случилось, когда возраст Вселенной достиг одной минуты, а еще через две минуты процесс синтеза дейтерия вошел в полную силу. Новорожденные ядра этого изотопа стали участниками различных ядерных реакций, в результате которых появились альфа-частицы — ядра гелия. Этот процесс занял лишь несколько минут и задействовал практически все нейтроны (очень небольшая их часть пошла на непереработанные в гелиевом синтезе ядра дейтерия, трития, гелия-3, лития и бериллия). Поскольку исходное соотношение протонов и нейтронов составляло 7:1, после возникновения каждой новой альфа-частицы оставалось 12 свободных протонов. Таким образом космическое пространство заполнилось ядрами водорода (75 % общей массы) и гелия (25 %). В наше время эти показатели равны 74 % и 24 % (оставшиеся 2 % приходятся на более тяжелые элементы, порожденные реакциями звездного нуклеосинтеза). Возникшие тогда ядра трития быстро распались — этот сверхтяжелый изотоп водорода, в отличие от дейтерия, нестабилен. Дейтерий, гелий-3 и литий дожили до нашей эпохи, однако их суммарная концентрация составляет малые доли процента.

Синтез гелия идет с выделением энергии (иначе не зажигались бы звезды и не взрывались водородные бомбы). Всего за несколько минут во вселенской термоядерной печи сгорело в 100 раз больше водорода, чем потом во всех звездах нашей Вселенной. Однако при этом ничего особенного не произошло. Вселенная лишь немного нагрелась, после чего продолжала остывать в ходе дальнейшего расширения. Поскольку потепление охватывало весь объем космоса, то оно не породило компактных областей горячего сжатого газа в более холодной и разреженной среде, возникающих при детонации любого заряда, хоть химического, хоть ядерного. Поэтому мощнейшее выделение энергии в ходе первичного нуклеосинтеза практически не сказалось на эволюции Вселенной (к слову, это же относится и к двум еще более сильным прогревам космоса во время аннигиляции кварков и антикварков, а затем электронов и позитронов).

Первичный нуклеосинтез вновь преобразовал состав горячей плазмы юной Вселенной. А вот потом в течение 380 000 лет она не претерпевала никаких качественных превращений — правда, за одним исключением. При расширении Вселенной плотность энергии частиц падала обратно пропорционально третьей степени масштабного фактора, а плотность энергии фотонов — четвертой степени, то есть гораздо быстрее. Это происходит из-за того, что при расширении Вселенной увеличиваются длины волн фотонов и, следовательно, уменьшаются их частоты и энергии (энергия фотона равна его частоте, умноженной на постоянную Планка). Когда Вселенной исполнилось 57 000 лет, а ее температура упала до 10 000 K, плотность лучевой энергии (к ней относят и энергию нейтрино) сравнялась с плотностью энергии частиц, а затем стала от нее отставать. Это и стало концом радиационной эры.

Каким тогда казался бы космос разумному наблюдателю, если бы таковой существовал? Когда Вселенной стукнуло 50 000 лет, она впервые засветилась видимым для нас голубым светом (до этого пронизывающие плазму фотоны были ультрафиолетовыми, а еще раньше, когда возраст Вселенной двигался от полутора минут к 600 годам, — рентгеновскими). К 200 000-летней возрастной отметке цвет фотонного фона сместился от голубого к желтому, еще через 200 000 лет стал оранжевым, а по достижении 1 млн лет сделался темно-красным. В возрасте 5 млн лет температура Вселенной упала до 600 K, практически все реликтовые фотоны перешли в инфракрасную зону, и в космическом пространстве настала беспросветная тьма. Она стала рассеиваться лишь после появления первых звезд.

Но что же все-таки произошло через 380 000 лет после Большого взрыва? Несколькими десятками тысяч лет ранее электроны начали объединяться с ядрами. Сначала альфа-частицы присоединяли к себе по одному единственному электрону и превращались в однократно ионизированные атомы гелия. Затем они отлавливали второй электрон, и в итоге получались нейтральные атомы этого элемента. Позднее то же случилось и с протонами, которые положили начало атомам водорода. Подобные слияния оказались возможными потому, что в лучевом фоне сократилось число фотонов с энергией больше энергии ионизации атомов гелия и водорода. Этот процесс так называемой космологической рекомбинации растянулся на 80 000 лет и практически завершился, когда температура фотонного фона упала ниже 3000 K. В общем, повторилась трансформация, имевшая место в односекундной Вселенной. Тогда пространство стало прозрачным для нейтрино, теперь же — для квантов электромагнитного излучения. Стоит отметить, что некоторые авторы считают концом радиационной эры именно рекомбинацию — но это вопрос вкуса.

Рекомбинация стала важнейшей вехой в истории фотонного газа. Остывшие кванты электромагнитного излучения уже не могли рассеиваться на нейтральных атомах и, как некогда нейтрино, отправились в вольное путешествие по космосу. Именно эти фотоны, чья температура с тех пор уменьшилась до 2,725 K, а длины волн увеличились пропорционально расширению Вселенной приблизительно в 1100 раз, и называют микроволновым фоновым излучением. Замечательный советский астрофизик Иосиф Шкловский предложил другое, лучшее название — реликтовое излучение. Его смысл очень нагляден — ведь эти фотоны сохранились с очень раннего этапа существования Вселенной.

И что же получилось в итоге? В космическом пространстве не стало свободных заряженных частиц и, следовательно, исчезла плазма! В той или иной форме она существовала как минимум с микросекундного возраста Вселенной, а после рекомбинации на многие миллионы лет уступила место электрически нейтральному водородно-гелиевому газу, соседствующему (и взаимодействующему посредством гравитации!) со столь же нейтральными частицами темной материи. Когда Вселенная состарилась до 100 млн лет, а температура фонового излучения опустилась до 80 K, темная материя начала стягиваться за счет собственного тяготения во все более и более плотные сгустки. А еще через 100 млн лет эти сгустки стали втягивать в себя частицы космического газа, из которых сформировались коллапсирующие облака, положившие начало первым звездам. Эта дата приблизительно совпадает с верхней границей начала эры рождения звезд — в соответствии с другими моделями они начали загораться гораздо раньше, уже через 50–100 млн лет после Большого взрыва.

Массивные горячие светила первого поколения, как уже говорилось, по традиции называют звездами населения III. Именно они начали возрождать плазменное состояние материи, которое сейчас доминирует в космосе. Постепенно все большая доля космического водорода переходила в ионизированное состояние из-за поглощения ультрафиолетового излучения первых звезд, так что космическое пространство заполнялось протонами и электронами. Этот процесс дал ощутимые результаты примерно через полмиллиарда лет после начала звездообразования. Так началась эпоха реионизации, которая к концу первого миллиарда лет существования Вселенной завершилась практически полной ионизацией межгалактического водорода. Некогда исчезнувшая плазма возродилась в новом качестве и с тех пор присутствует в космосе в различных формах.

Но вернемся к реликтовому излучению. Оно почти идеально однородно и столь же идеально изотропно и неполяризовано. Это означает, что оно равномерно заполняет космическое пространство, а его интенсивность одинакова по всем направлениям. Следовательно, его поток через произвольно выделенную площадку строго равен нулю, поскольку в любом направлении оно переносит ту же энергию, что и в обратном. Его спектр (то есть распределение удельной интенсивности по частотам или длинам волн) определяется знаменитой формулой, с которой в 1900 г. началась квантовая физика. Исторически она была выведена Максом Планком для описания излучения абсолютно черного тела. Форма планковского спектра задается всего одним внешним параметром — температурой излучающей среды, которая по определению считается температурой самого излучения.

Из общих принципов физики следует, что чернотельное излучение находится в полном тепловом (термодинамическом) равновесии с излучающим его веществом (поэтому оно также называется равновесным). В этом состоянии все прямые и обратные процессы идут с одинаковой скоростью. Это обстоятельство позволяет однозначно ввести понятие температуры среды, которая и определяет ее физическое состояние. Как раз таким и было взаимодействие между плазмой и электромагнитным излучением в эпоху рекомбинации (в данном случае с равной скоростью шли процессы испускания и поглощения фотонов). Поэтому после рекомбинации фотоны вышли на свободу с планковским спектром. Поскольку с тех пор они почти перестали взаимодействовать с веществом, характер этого спектра сохранился до нашей эпохи — лишь с поправкой на то, что излучение тысячекратно остыло. Таким его сегодня и детектируют.

Формула Планка неодинаково ведет себя при разных частотах. Для малых частот (или, что то же самое, для больших длин волн) интенсивность излучения при фиксированной температуре возрастает как квадрат частоты и не зависит от постоянной Планка. Этот предельный случай формулы Планка совпадает с законом Рэлея — Джинса, который справедлив для чисто классического (то есть неквантового) излучения. В пределе больших частот (или малых длин волн) интенсивность излучения, напротив, очень быстро падает с увеличением частоты. Это уже неклассический эффект, который возникает, когда излучение рассматривается как поток квантовых частиц — фотонов. Поэтому график формулы Планка с частотами на оси абсцисс и удельной интенсивностью излучения на оси ординат выглядит как сильно асимметричный колокол. Ее максимальное значение (то есть пик графика) пропорционально температуре. В нашу эпоху интенсивность реликтового излучения максимальна на частоте 160 ГГц, что соответствует миллиметровому волновому диапазону. По мере дальнейшего расширения Вселенной она будет сдвигаться в сторону еще бóльших длин волн и, соответственно, меньших частот.

Даже в нашу эпоху сильно остывшей Вселенной реликтовое излучение однозначно доминирует в Большом космосе. Каждый кубический сантиметр пространства в среднем вмещает 400–500 реликтовых фотонов с суммарной энергией порядка четверти электронвольта, что куда больше, чем для прочих излучений. Так, суммарная плотность энергии излучения в ближней инфракрасной области, в видимом спектре и в ультрафиолете по порядку величины равна 0,01 эВ/см³. Для рентгена и гамма-излучения она измеряется стотысячными долями электронвольта на кубический сантиметр, а для радиоволн метрового диапазона — стомиллионными. Аналогично реликтовое излучение абсолютно лидирует и по плотности фотонов. Надо отметить, что эти величины отражают ситуацию лишь в межгалактическом пространстве. Естественно, что внутри галактик и вблизи звезд доминируют другие излучения. Некоторые из них, такие как солнечный свет, даже даны нам в ощущениях.

САГА О ПРЕДТЕЧАХ.

Коль скоро фоновое излучение является, так сказать, непременным атрибутом нашей Вселенной, оно должно проявить себя и в космофизических процессах, то есть в принципе быть наблюдаемым. Отсюда следует тривиальный вывод: реликтовое излучение могло бы быть открыто иначе, нежели это произошло в действительности. История науки это подтверждает.

Все началось с работ астрономов-спектроскопистов, что и не удивительно. Реликтовое излучение может изменять населенности энергетических уровней атомов и молекул межзвездного газа и, следовательно, проявлять себя в линиях их оптических спектров. Благодаря этому в 1940 г. его едва не открыл канадский астроном Эндрю Маккеллар[45]. Он узнал от директора калифорнийской обсерватории Маунт-Вилсон Уолтера Адамса, что определенная популяция рассеянного в межзвездном пространстве циана CN и его иона CN⁺ находится не в основном состоянии, а в двух возбужденных — и, следовательно, имеет более высокую энергию. Происхождение добавленной энергии, естественно, нуждалось в интерпретации. Маккеллар пришел к выводу: такое положение дел можно объяснить тем, что космический газ нагрет до средней температуры 2,3 K (он оценил нижнюю границу нагрева в 1,8 K, а верхнюю — в 3,4 K). Если бы Маккеллар сделал следующий шаг и хотя бы чисто гипотетически допустил, что источником нагрева служит тепловое фоновое излучение такой температуры, оно, быть может, было бы открыто гораздо раньше. Однако и Маккеллар, и Адамс воздержались от такой интерпретации — вполне в духе известного изречения Ньютона Hypotheses non fingo — «Гипотез не измышляю».

Вообще-то результаты Адамса и Маккеллара отнюдь не прошли незамеченными коллегами, но не считались особенно важными. Более того, в 1950 г. известный специалист по физической химии и будущий нобелевский лауреат Герхард Герцберг практически дезавуировал данную Маккелларом оценку температуры космического циана, отметив в своей авторитетной монографии о молекулярных спектрах, что она большого значения не имеет. Как известно, ученым нередко мешают шоры.

Реликтовое излучение за десять лет до Пензиаса и Вильсона чуть не открыли в Европе. В 1955 г. французский радиоастроном Эмиль Ле Ру и его коллеги просканировали небосвод на волне длиной 33 см, используя параболическую антенну от трофейного немецкого радиолокатора времен Второй мировой войны. Они выявили изотропное излучение чернотельного типа, температура которого, по их оценке, не превышала 3 K[46]. Скорее всего, это и было реликтовое излучение, однако французские ученые не пошли дальше определения верхнего предела его температуры. К тому же в другой работе того же года, одним из авторов которой также был Ле Ру, этот предел определен уже в 20 K, а трехкельвиновая оценка объяснена недостаточным учетом ошибок измерений.

Осенью того же года совсем близко к открытию подошел аспирант ФИАН Тигран Шмаонов. Подобно Пензиасу с Вильсоном, он проводил наблюдения за небосводом на волне 3,2 см с помощью рупорной антенны Пулковской обсерватории. В ходе этих наблюдений он заметил фоновое изотропное излучение со средней температурой около 3,5 K. Его происхождение он обсуждал с радиоастрономом Юрием Парийским (тогда аспирантом, а впоследствии академиком и создателем радиотелескопа РАТАН-600). Шмаонов предположил, что излучение возникло внутри Млечного Пути, но Парийский заверил его, что это невозможно. К сожалению, Шмаонов смог оценить температуру излучения лишь с большой погрешностью (±3 K), что сильно затруднило интерпретацию его результатов. По завершении диссертации он получил другую тему и к прежней работе уже не возвратился. К тому же он опубликовал свою статью в малочитаемом астрономами журнале[47]. Случись иначе, неизвестно, кто и когда отправился бы в Стокгольм за Нобелевской премией.

ПРЕДСКАЗАТЕЛИ И ПРЕДСКАЗАНИЯ.

В определенном смысле реликтовое излучение было предсказано очень давно, в самом начале 1930-х гг. Это сделал замечательный американский физик и космолог Ричард Толмен. Он первым занялся термодинамикой нестационарной, но однородной Вселенной, соответствующей космологическим моделям Александра Фридмана и Жоржа Анри Леметра (и, как частный случай, модели плоской расширяющейся вселенной, предложенной Альбертом Эйнштейном и Виллемом де Ситтером). В статье, опубликованной в 1931 г., он показал, что при достаточно высокой плотности материи спектр пронизывающего пространство электромагнитного излучения должен иметь практически чернотельный характер, то есть с высокой точностью соответствовать формуле Планка[48]. В этой работе он первым отметил, что по мере расширения Вселенной излучение должно остывать из-за увеличения длин волн фотонов. Наконец — и это самое важное! — Толмен математически продемонстрировал, что если на некоторой стадии расширения однородной Вселенной она заполнится излучением с чернотельным спектром, то в дальнейшем эта форма спектра сохранится независимо от наличия или отсутствия материи. Это был очень глубокий вывод, который с течением времени полностью подтвердился. Оставшееся от эпохи рекомбинации реликтовое излучение во все эпохи, включая нашу, описывается формулой Планка, причем его температура со временем уменьшается обратно пропорционально росту масштабного фактора.

Второе предсказание реликтового излучения было гораздо конкретней. В его основе лежала теория возникновения химических элементов в начале существования Вселенной, которую к 1948 г. построили профессор Университета Джорджа Вашингтона Георгий Антонович Гамов и его бывший аспирант, а к тому времени сотрудник Лаборатории прикладной физики Университета Джонса Хопкинса Ральф Ашер Альфер. За первичное сырье для синтеза водорода и более тяжелых элементов они приняли сильно сжатый и нагретый до миллиардов кельвинов газ из свободных нейтронов, которым, согласно их модели, было заполнено пространство юной Вселенной. Когда давление этого газа в результате расширения Вселенной упало ниже определенной величины, нейтроны начали распадаться на протоны (то есть ядра водорода) и электроны. Новорожденные протоны, по мысли Гамова и Альфера, сливались с нейтронами, порождая ядра дейтерия. Затем следовала цепочка новых ядерных реакций с захватом нейтронов, которые привели к синтезу гелия и более тяжелых элементов.

Хотя модель космического нуклеосинтеза, развитая Гамовым и Альфером, оказалась во многом неверна (сейчас известно, что элементы тяжелее бериллия не могли образоваться в ранней Вселенной и появились лишь в недрах звезд), она сыграла огромную роль в развитии космологии и астрофизики. Ключевая идея Гамова и Альфера о горячем начале Вселенной в дальнейшем полностью подтвердилась. Стоит отметить, что ставшее ходовым в современной лексике — и превратившееся в мем — выражение «Большой взрыв» (Big Bang) появилось именно как реакция (причем негативная) на эту модель. Его в 1949 г. впервые использовал в сильно уничижительном смысле радикальный противник этой теории, знаменитый британский астрофизик Фред Хойл в радиолекции на канале Би-би-си. С тех пор возражения Хойла рассеялись, как дым, а теория Большого взрыва (конечно, в позднейшей интерпретации) легла в основу современного понимания эволюции Вселенной.

В этом же 1948 г. уже без участия Гамова была выполнена работа, от которой без всяких оговорок можно отсчитывать историю теоретических исследований реликтового излучения. Она принадлежала Альферу и его старшему коллеге по Лаборатории прикладной физики Роберту Герману, который занимался спектроскопией и физикой конденсированных сред. Эта замечательная статья[49] содержит явное предсказание существования реликтового излучения.

Еще в докторской диссертации Альфера было отмечено, что частицы юной Вселенной погружены в море высокоэнергетичных фотонов, чья суммарная энергия очень сильно превосходит энергию частиц. В новой работе соавторы использовали стандартное уравнение, описывающее эволюцию масштабного фактора Вселенной, которое применили для сравнения плотности частиц ρ_mat и плотности энергии фотонов ρ_rad в разные эпохи. Как уже говорилось, при расширении Вселенной ρ_mat падает в обратной пропорции к кубу масштабного фактора, в то время как ρ_rad уменьшается обратно пропорционально его четвертой степени. Решение этого уравнения (что любопытно, на аналоговом компьютере, по тем временам это было делом весьма новым) показало, что обе плотности сравнялись, когда возраст Вселенной достиг 3,5 × 10¹⁴ секунд, или примерно 10 млн лет (57 000 лет по современным данным!). Соответственно, в этот момент температура фотонов, имевших, как предсказал Толмен, чисто планковский спектр, составляла 600 K (нынешняя оценка — приблизительно 10 000 K), а к современной эпохе упала до 5 K. Таким образом, Альфер и Герман пришли к выводу, что космическое пространство заполнено изотропным микроволновым излучением.

Правда, здесь надо кое-что уточнить. Приведенная в статье Альфера и Германа величина температуры реликтового излучения следует из принятой ими оценки средней плотности вещества во Вселенной, которая в свете современных данных была сильно занижена. Пересчет температуры с использованием уточненных космологических данных дает для температуры реликтового излучения величину того же порядка, но с другим численным значением. Однако в плане истории космологии и астрофизики суть не в тех или иных конкретных числах, которые в любом случае не были и не могли быть точными. Альфер и Герман показали, что горячая модель рождения Вселенной позволяет найти связи между физическими условиями в юной Вселенной и наблюдаемыми в наши дни параметрами космоса (такими как температура реликтовых фотонов и относительные концентрации элементов — если не всех, то самых легких). Детали этих связей с тех пор не раз уточнялись, однако сама демонстрация их существования стала непреходящим вкладом в науку о Вселенной.

Молодые ассистенты Гамова с самого начала понимали, что их выводы необходимо проверить. Как вспоминал инициатор первых экспериментов по детектированию гравитационных волн Джон Вебер, в конце 1948 г. или в начале 1949 г. они посетили вашингтонскую Исследовательскую лабораторию ВМФ (Naval Research Laboratory), где работала команда радиоастрономов, возглавляемая Джоном Хагеном. Если верить Веберу, они спросили Хагена, можно ли существующими средствами обнаружить предсказанное ими излучение, но тот ответил, что такая задача слишком сложна. Судя по всему, Альфер с Германом поверили его заключению и к другим радиоастрономам уже не обращались. Прояви они больше настойчивости, реликтовое излучение вполне могло быть открыто раньше, чем это случилось в реальности, и необязательно тем же способом. При таком раскладе Альфер и Герман почти наверняка оказались бы нобелевскими лауреатами.

В первой половине 1950-х гг. предсказания космического фонового излучения повторялись еще несколько раз, но потом как-то исчезли из научной литературы. В середине 1950-х гг. Георгий Гамов увлекся расшифровкой генетического кода и практически забыл об астрофизике. Тогда же Альфер и Герман перешли на работу в промышленные корпорации и тоже оставили фундаментальную науку. В космологии в это время вошла в моду концепция стационарной Вселенной, выдвинутая в конце 1940-х гг. Фредом Хойлом и его коллегами по Кембриджскому университету Германом Бонди и Томасом Голдом. В их модели, речь о которой впереди, Вселенная считалась вечной, что исключало гипотезу Большого взрыва. И наконец, во второй половине 1950-х гг. были разработаны основы современной теории звездного нуклеосинтеза, блестяще объяснившей рождение элементов тяжелее гелия в звездных ядрах. В итоге исследования Гамова и его сотрудников были сочтены анахронизмом и почти забыты.

Однако в 1964 г. ситуация изменилась. К этому времени в Принстонском университете несколько лет работала группа по изучению гравитации, созданная Робертом Дикке. В противоположность большинству физиков того времени, он очень удачно совмещал таланты экспериментатора и теоретика. В 1941–1946 гг. он работал в Лаборатории излучений (Radiation Laboratory) Массачусетского технологического института, где занимался радиолокаторами и сконструировал оригинальный прибор для измерения плотности микроволнового излучения (радиометр Дикке). В 1946 г. Дикке и трое его коллег подсоединили радиометр к небольшой антенне, выполненной в виде рупора с прямоугольным сечением (такая антенна при вертикальной ориентации раструба хорошо отсекает от приемника электромагнитные волны, приходящие с земной поверхности). Участники эксперимента провели пробные измерения космического лучевого фона на частоте порядка 30 ГГц (что соответствует длине волны в 1 см). После анализа результатов они пришли к выводу, что интенсивность «излучений от космической материи», как они их назвали, очень мала, а их температура не превышает 20 K. В ретроспективе можно допустить, что команде Дикке тогда удалось отловить следы реликтового излучения. Более того, вполне вероятно, что, если бы Дикке повысил чувствительность своего радиометра и использовал антенну большего сечения и лучший волновод, ему уже через какую-то пару лет удалось бы достаточно надежно детектировать микроволновой фон Большого космоса. Однако в том же 1946 г. Дикке перешел в Принстонский университет, где через 11 лет стал профессором физики, а позднее и деканом физфака. В Принстоне его исследовательские интересы сдвинулись в область изучения тяготения, и эксперименты с радиометром надолго остались без продолжения.

В 1961 г. Дикке вместе со своим студентом Карлом Брансом разработал оригинальную теорию гравитации, которая довольно долго считалась небезынтересной альтернативой эйнштейновской ОТО. На ее основе он пришел к концепции Вселенной, которая не имеет ни начала, ни конца, но постоянно осциллирует между сменяющими друг друга фазами расширения и сжатия. При этом, согласно Дикке, каждый цикл начинается со сверхплотного состояния материи, нагретой не менее чем до десятков миллиардов кельвинов. Так что по Дикке, как и по Гамову, начало Вселенной было очень горячим, только не однократным, а повторяющимся. При этом Дикке, по его собственному признанию, в то время ничего не знал о работах гамовской группы.

Обдумывая свою модель, Дикке вполне закономерно пришел к идее фонового излучения чернотельного типа, которое возникло в эпоху максимального нагрева Вселенной и сохранилось до наших дней в сильно охлажденном виде. В 1963 г. Дикке на базе весьма приближенных подсчетов оценил его температуру в 40 K. Годом позже к сотрудничеству были привлечены радиофизики Дэвид Вилкинсон и Питер Ролл, которые спроектировали и построили радиометр для измерения температуры излучения. Вместе с ними Дикке выполнил серию измерений фоновой яркости неба в этом диапазоне. Летом 1964 г. он поручил своему бывшему студенту Джеймсу Пиблзу проверить, как полученные результаты согласуются с различными космологическими моделями. Пиблз в то время тоже слыхом не слыхал о гамовской теории и к тому же не особенно верил в саму идею осциллирующей Вселенной. Однако он с энтузиазмом взялся за поставленную Дикке задачу и через несколько месяцев получил оценку для современного значения температуры фонового излучения в 10 K.

В конце 1964 г. и в феврале 1965 г. Пиблз доложил свои результаты на двух коллоквиумах, а также изложил в статье, которую отправил в Physical Review. Она попала к рецензенту, знакомому с работами команды Гамова, который отклонил рукопись из-за недостатка оригинальности. В марте Дикке и Пиблз, еще не получив ответа из Physical Review, включили свои результаты в большой обзор[50], который в этом же году появился в печати. Там фигурировала и полученная Пиблзом оценка температуры фонового излучения. Однако перед отправкой обзора в печать соавторы узнали о результатах Пензиаса и Вильсона, о чем и сообщили в сноске, добавленной в верстку. Так что в этой части их работа к моменту выхода в свет умудрилась устареть.

Существование реликтового излучения было предсказано и в СССР. В начале 1964 г. ученики академика Зельдовича Андрей Дорошкевич и Игорь Новиков на основе горячей модели показали, что космическое пространство должно быть заполнено планковскими фотонами с температурой от одного до десяти кельвинов[51]. Они особо отметили, что это предсказание должно стать ключевым тестом для модели Большого взрыва. И даже сослались на эксперименты с рупорной антенной, выполненные в начале 1960-х гг. специалистами корпорации Bell (о них ниже), как на средство проведения таких измерений. Конкретно — они отметили, что «дополнительные измерения в этой области… помогут окончательно решить вопрос о справедливости теории Гамова». Это предвидение оказалось совершенно правильным, поскольку Пензиас и Вильсон работали на радиотелескопе с такой же антенной. К сожалению, замечательная статья Дорошкевича и Новикова, которая вскоре появилась в английском переводе, тогда не привлекла того внимания специалистов, которого бесспорно заслуживала.

МОМЕНТ ИСТИНЫ.

Нередко говорят, что открытие реликтового излучения было делом случая. Если это и верно, то лишь отчасти. Правда состоит в том, что Пензиас и Вильсон вели наблюдения на лучшем в мире приборе, с помощью которого можно было обнаружить микроволновой фон Вселенной. В 1964 г. они пустили его в ход для выполнения собственной программы радиоастрономических исследований. Хотя они не имели ни малейшего представления о публикациях гамовской группы и, естественно, не искали предсказанное Альфером и Германом излучение, его детектирование было только делом времени. Подтверждением этого служит тот факт, что после публикации результатов Пензиаса и Вильсона другие ученые без проблем регистрировали реликтовое излучение с помощью менее чувствительной аппаратуры.

С чего же все началось? В конце 1950-х гг. NASA запланировало первый в мире эксперимент по отработке технологии космической связи на сантиметровых и дециметровых волнах. В рамках этого проекта, названного «Эхо» (Echo), в следующем десятилетии на околоземные орбиты высотой чуть больше 1500 км запустили два раздувающихся 30-метровых баллона из металлизированной полиэфирной пленки, хорошо отражающей радиосигналы. Хотя впоследствии специалисты NASA сделали выбор в пользу спутников с активными ретрансляторами, проект «Эхо» дал ценную информацию о верхних слоях земной атмосферы и распространении радиоволн.

В эксперименте «Эхо» приняли участие сотрудники Белловской лаборатории радиоисследований (Bell Radio Research Laboratory), расположенной неподалеку от городка Холмдел в штате Нью-Джерси. Специально для этой цели Артур Кроуфорд, Эдвард Ом и их коллеги заранее спроектировали и построили установку, приспособленную под прием сигналов, отраженных от спутника «Эхо-1» (Echo 1), выведенного на орбиту 12 августа 1960 г. Она была оснащена алюминиевой рупорной антенной с апертурой 60 × 60 см, которая работала как волновод, направляющий пришедшие из космоса сигналы на параболический рефлектор. Сфокусированные микроволны частотой 2,39 ГГц (длина 12,6 см) попадали в радиометр, оснащенный усилителем, использующим рубиновый мазер бегущей волны, охлаждаемый жидким гелием. Этот прибор почти не загрязнял систему собственным тепловым шумом и потому мог использоваться для усиления весьма слабых внешних сигналов. Иначе говоря, радиометр, работающий в блоке с таким усилителем, обладал очень высокой чувствительностью. После многомесячных измерений в июле 1961 г. возглавляемые Омом сотрудники лаборатории опубликовали полученные результаты. Эта была именно та статья, на которую три года спустя сослались Дорошкевич и Новиков.

Чтобы понять ее место на пути к открытию реликтового излучения, необходимо кое-что уточнить. Космические источники радиоволн производят хаотический тепловой шум, который почти неотличим от шума обычного резистора, нагретого электрическим током. По этой причине калибровку приемного устройства радиотелескопа часто проводят в тепловых единицах. Хотя мощность шума, который приходит на радиометр от антенны, можно фиксировать в децибелах, на практике ее удобнее выразить через температуру условного резистора, который посылал бы на радиометр шум такой же мощности. Именно в такой форме представили свои результаты Эдвард Ом и его коллеги[52].

Перед получением и обработкой сигналов от спутника радиоинженеры из группы Ома провели тщательную калибровку своей установки на той же рабочей частоте 2,39 ГГц. Для этого они измерили суммарный уровень шума от антенны, атмосферы и наземных источников, который составил 18,9 ± 3,0 K. Когда же антенна была направлена в зенит, она регистрировала микроволновое излучение, эквивалентное излучению черного тела с температурой 22,2 ± 2,2 K. Если бы измерения были совершенно точными, можно было бы утверждать, что из космоса на этой частоте приходит избыточное излучение с температурой 22,2–18,9 = 3,3 K. Однако учет ошибок измерений приводил к заключению, что величина этой температуры равна 3,3 ± 3,7 K. Получалось, что погрешность в определении температуры гипотетического космического излучения превышала ее измеренное значение! Поэтому Ом и его коллеги заявили, что, если даже космический микроволновой фон и существует, их установка не позволяет его надежно детектировать.

Вполне возможно, что они упустили великое открытие. Позднейший анализ их данных показал, что реальные погрешности измерений, скорее всего, были меньше заявленных. Если бы Ом и его коллеги не высказались столь категорично, другие специалисты (уже не инженеры, а астрономы) могли бы прийти к выводу, что из космоса приходит микроволновое излучение чернотельного типа. Дорошкевич и Новиков глядели буквально в корень, когда отметили, что наблюдения на радиотелескопах с приемниками микроволнового излучения, а также с помощью аппаратуры на искусственных спутниках «помогут окончательно решить вопрос о справедливости теории Гамова». В конечном счете именно так и произошло, причем всего через год после публикации их статьи.

После завершения работ по спутнику «Эхо-1» радиотелескоп в Холмделе был модифицирован. 10 июля 1962 г. NASA запустило 77-килограммовый спутник «Телстар-1» (Telstar 1), на котором впервые в мире была установлена приемо-передающая аппаратура для активной ретрансляции телевизионных изображений и телефонных переговоров. Этот эксперимент оказался очень успешным, именно с него началось межконтинентальное телевидение («Телстар-1» позволял осуществлять телефонную связь по 60 каналам или ретранслировать одну телепрограмму). Хотя для работы с новым спутником в Северной Америке и в Европе были построены специальные установки с антеннами большого диаметра, холмделская 60-сантиметровая установка тоже была задействована в предварительных экспериментах. Для этого ее приемник, настроенный на длину волны 12,6 см, заменили на 7,35-сантиметровый, поскольку на этой волне (частота 4,080 ГГц) работал «Телстар-1». Новый радиометр, как и прежний, был оснащен мазерным криогенным усилителем.

Вскоре после запуска «Телстара-1» холмделский радиотелескоп оказался не у дел — впрочем, ненадолго. В 1961 г. директор Лаборатории радиоисследований Руди Компфнер принял на работу аспиранта Колумбийского университета радиоастронома Арно Пензиаса, которому тогда оставался год до защиты докторской диссертации. По условиям контракта Пензиас мог половину рабочего времени тратить на исследования по своей специальности, а половину — на выполнение программ Лаборатории. Сначала он действительно помогал коллегам-радиоинженерам, а позднее смог заняться собственными проектами. Фактически с этого времени Пензиасу (к слову, уроженцу Мюнхена, в шестилетнем возрасте вместе с братом вывезенному в Англию по программе эвакуации еврейских детей, а потом вместе с родителями приехавшему в Нью-Йорк) была предоставлена свобода в выборе темы исследований.

В начале 1963 г. Компфнер нанял еще одного радиоастронома, 27-летнего техасца Роберта Вудро Вильсона, получившего докторскую степень в Калтехе. В это время на 60-см рефлекторе уже не вели работ по спутниковой связи, так что Пензиас и Вильсон смогли воспользоваться им для радиоастрономических наблюдений. Сначала они адаптировали установку для этих нужд, что потребовало немалых усилий. Им предстояло сконструировать и изготовить новый радиометр с малошумящим мазерным усилителем на 7,35 см и провести детальные измерения чувствительности антенны, поскольку без этого было невозможно настроить и откалибровать аппаратуру телескопа. Пензиас и Вильсон хотели измерить интенсивность нескольких известных радиоисточников, а затем приступить к сканированию радиоизлучения нашей Галактики. Для этого они решили определить яркость излучений, приходящих на частоте 4,080 ГГц не с богатого звездами диска Млечного Пути, а из обширных пустот галактического гало, охватывающего весь небосвод. Теория утверждала, что их генерируют релятивистские электроны, движущиеся по искривленным траекториям в магнитных полях на периферии Галактики (такое излучение называется синхротронным). Ожидаемая интенсивность лучевого фона галактического гало была крайне мала, порядка 0,1° при измерении в тепловых единицах. Однако для прецизионной калибровки аппаратуры необходимо было ее точно определить.

Не стоит перечислять все переделки радиотелескопа, осуществленные Пензиасом и Вильсоном. Однако упомяну самую интересную: телескоп снабдили эталонным источником теплового шума, который охлаждался жидким гелием, так называемой холодной нагрузкой. Экспериментаторы регулярно отсоединяли радиометр от антенны и подключали к этому источнику, что уменьшало ошибки измерений. Модернизация телескопа во всех деталях описана в нобелевской лекции Вильсона, которая доступна в русском переводе[53].

В мае 1964 г. эти работы закончились, и Пензиас с Вильсоном вплотную приступили к наблюдениям, которые продолжались до поздней осени. К концу года они окончательно убедились, что калибровка телескопа по излучению галактического гало дала не просто неожиданный, а прямо-таки парадоксальный результат. На частоте 4,080 ГГц эффективная температура антенны оказалась на 3,5 K выше, чем предполагалось. Полная измеренная температура в зените составила 6,7 K, из которых 2,3 K экспериментаторы объяснили шумом от атмосферных источников. Уровень антенного шума, связанный с омическим сопротивлением системы, они оценили в 0,8 ± 0,4 K. Загадочный избыток в 3,5 K был измерен с возможной погрешностью всего в 1 K и, следовательно, вполне реален. Природу этого феномена они, конечно, не знали.

Нужно было решить, что же делать с этим парадоксом. Как много лет спустя вспоминал Пензиас, они опасались публиковать свои выводы в отдельной статье — просто из элементарной осторожности. «В те годы немалая часть радиоастрономической литературы была набита всяческими неточностями, и мы хотели избежать риска, что нашу первую совместную публикацию назовут стопроцентно ошибочной. Поэтому решили просто включить раздел об измерении избыточной температуры в одну из статей, над которыми тогда работали. Однако тут-то и вмешалась судьба»[54].

Судьба явила свою волю на сессии Американского астрономического общества, которая в декабре собралась в Монреале. Пензиас встретил там руководителя радиоастрономической секции вашингтонского Института Карнеги Бернарда Бёрка, с которым поделился только что полученными результатами. В конце февраля Бёрк телефонным звонком оповестил Пензиаса, что какой-то «парень из Принстона» придумал теорию, предсказывающую чернотельное фоновое излучение с температурой 10 K. Этим «парнем», конечно, был Пиблз. Через несколько дней Бёрк прислал Пензиасу копию препринта статьи Пиблза, чем сильно поднял его настроение. Как вспоминал Пензиас, он «был счастлив обнаружить теоретическое объяснение нашего странного феномена, хотя вовсе не был уверен, что описанная в статье модель обязательно верна»[55].

Пензиас прекрасно понимал, что промедление подобно смерти — точнее, потере приоритета. Он телефонным звонком пригласил Дикке с сотрудниками приехать в Холмдел, чтобы на месте ознакомиться с радиотелескопом и протоколами наблюдений. Через несколько дней Дикке, Ролл и Вилкинсон воспользовались этим приглашением, а чуть позже Пензиас и Вильсон сделали ответный визит и осмотрели радиометр принстонской группы. В итоге обе команды уверились в реальности открытия. Пензиас предложил коллегам написать о нем совместную статью, однако Дикке решительно выступил за раздельные сообщения. Так они и были опубликованы[56] и в этом виде вошли в историю науки. Работа Пензиаса и Вильсона в 1978 г. принесла им Нобелевскую премию по физике; спустя 41 год эту награду получил и Джеймс Пиблз. К сожалению, шведские академики не удостоили Роберта Дикке этой высшей научной почести, которую он бесспорно заслуживал.

Статья радиоастрономов из Холмдела объемом в 600 слов уместилась меньше чем на полутора журнальных страницах. Из всех работ, когда-либо удостоенных Нобелевской премии, она по краткости стоит на втором месте после заметки Уотсона и Крика о структуре молекулы ДНК. В ней нет ни слова ни о модели Большого взрыва, ни о космологии. Представлены лишь обработанные авторами результаты «измерений эффективной температуры зенитного шума 20-футовой рупорной антенны», на которой они работали, причем без дополнительных комментариев. Авторы даже не утверждали, что выявленное ими остаточное излучение с температурой 3,5 K носит чернотельный характер. Они ограничились указанием, что оно изотропно, неполяризовано и не демонстрирует сезонных изменений. Однако этот результат сам по себе содержал намек на чернотельность, поскольку лишь в этом предположении температура электромагнитного излучения имеет однозначный физический смысл. Полный спектр реликтового излучения был промерен много позже с помощью спутников; пик его интенсивности приходится на волны длиной чуть больше 1 мм, не проникающие сквозь земную атмосферу. Первооткрыватели зарегистрировали только его длинноволновой хвост, что не помешало им правильно понять характер спектра.

Статья принстонских физиков тоже невелика. Она начинается с краткого экскурса в космологию, причем особо отмечено, что гипотеза горячего рождения Вселенной приводит к предсказанию фонового чернотельного излучения. В отличие от неопубликованной статьи Пиблза, в ней нет точного предсказания его нынешней температуры, но подчеркнуто, что она, вероятно, не превышает 40 K. Двое из четырех соавторов (Ролл и Вилкинсон) сообщили, что построили радиометр с рупорной антенной для измерения интенсивности микроволнового излучения с длиной волны 3 см, и кратко обсудили его будущее применение. В этом месте авторы сослались на результаты Пензиаса и Вильсона, а также подчеркнули, что для определения характера спектра необходимо продолжать начатые теми измерения на других длинах волн. В заключение авторы кратко сравнили открытую и закрытую модели Вселенной, но сейчас это представляет лишь исторический интерес.

Этот раздел уместно завершить цитатой из заметки американского научного журналиста Кларенса Перси Гилмора, опубликованной в ноябрьском выпуске журнала Popular Science за 1965 г. «У Дикке… была теория, но он ничем не мог ее подкрепить. У Пензиаса имелся шум, но не было никакой теории. Они объединили результаты, и все прекрасно сошлось». Пожалуй, лучше и не скажешь.

ПЕРВЫЕ ПОСЛЕДСТВИЯ.

Любое крупное (а тем более великое) научное достижение по своей сути стимулирует критическую переоценку существующего научного знания и его последующее развитие. Это в полной мере относится и к открытию реликтового излучения.

Во второй половине 1960-х гг. оно прежде всего повлияло на состояние космологии. Теорию Большого взрыва в настоящее время считают столь же несомненной, как и систему Коперника. Однако до открытия реликтового излучения она отнюдь не пользовалась общим признанием, и не только потому, что некоторые ученые полностью отрицали идею расширения Вселенной. У модели Большого взрыва имелась серьезная конкурентка, которая это расширение полностью принимала, но объясняла совсем по-другому. В законченном виде она появилась на свет в том же 1948 г., что и предсказание реликтового излучения. Сейчас эта теория практически забыта, а когда-то была весьма популярной.

Место ее рождения — университетский Кембридж. После разгрома Гитлера там поселились замечательные ученые — Фред Хойл, Герман Бонди и Томас Голд. Во время войны они работали в радиолокационной лаборатории британских ВМФ и там подружились. Хойлу к моменту капитуляции Германии еще не исполнилось и тридцати, а его приятелям стукнуло по двадцать пять. Хойл был чистокровнейшим англичанином из Йоркшира, двое остальных — уроженцами Вены, но по образованию, как и Хойл, кембриджцами высокой пробы. Хойл со временем приобрел всемирную известность как отец-основатель теории звездного нуклеосинтеза и классик астрофизики, а также как писатель-фантаст и популяризатор науки. Бонди после войны остался в Англии, стал крупнейшим специалистом по ОТО, работал главным научным консультантом Минобороны и Минэнергетики, получил (как и Хойл) дворянство, был гендиректором Европейской организации космических исследований (ныне Европейское космическое агентство), президентом нескольких научных обществ, ректором одного из Кембриджских колледжей. Голд в конце 1950-х гг. перебрался в США, в Корнеллский университет, где и проработал до смерти в 2004 г. Он осуществил важнейшие исследования космического магнетизма (термин «магнитосфера» — его изобретение), совместно с Хойлом предложил модель пульсара как вращающейся замагниченной нейтронной звезды и даже выдвинул элегантную, но, скорее всего, неправильную теорию тектонического происхождения угля и нефти. В общем, троица в полном составе вошла в элиту мировой науки.

Хойл и его друзья еще в свою радарную эру по вечерам отводили душу в беседах о фундаментальных проблемах мироздания. На этих домашних семинарах они много времени посвящали космологии. Все трое дружно невзлюбили восходящую к Леметру гипотезу взрывного рождения Вселенной, но закон Хаббла приняли всерьез и потому отвергли концепцию статичного мироздания. После войны они продолжали собираться у Бонди и обсуждали эти же проблемы. Озарение снизошло на них после просмотра кинострашилки «Глубокой ночью», где главный герой Уолтер Крейг (в исполнении знаменитого Мервина Джонса) попал в замкнутую событийную петлю, возвратившую его в ситуацию, с которой все началось. Фильм с такой фабулой в принципе может продолжаться бесконечно, как стишки о попе и собаке. Тут-то Голд и сообразил, что Вселенная может оказаться структурным аналогом этого сюжета — изменяющейся, но неизменной.

Поначалу друзья сочли эту идею безумной, но потом решили, что в ней что-то есть. Объединенными усилиями они превратили голдовскую гипотезу в связную теорию. Бонди с Голдом дали ее общее изложение, а Хойл в отдельной публикации представил математические расчеты. За основу он взял уравнения ОТО, но дополнил их гипотетическим «полем творения», С-полем, обладающим отрицательным давлением. Нечто в этом роде тридцать с лишним лет спустя появилось в инфляционных космологических теориях, что доставило Хойлу немалое удовольствие.

Эта модель вошла в историю науки как Космология стабильного состояния. Ее основное положение заключается в том, что Вселенная расширяется, но начала не имеет, поскольку всегда подобна себе самой. Новая теория провозгласила не только полное равноправие всех точек пространства (это уже было у Эйнштейна), но и всех моментов времени. Голд назвал это положение совершенным космологическим принципом. Геометрия пространства в этой модели остается строго плоской, как у Ньютона. Галактики разбегаются, однако в космосе «из ничего» (точнее, из творящего поля — для этого оно и понадобилось!) появляется новое вещество, причем с такой интенсивностью, что средняя плотность материи остается неизменной. В соответствии с тогдашним значением постоянной Хаббла Хойл вычислил, что в каждом кубометре пространства в течение 300 000 лет возникает лишь одна частица. Это сразу снимало вопрос, почему приборы не регистрируют подобные процессы — они слишком медленны по человеческим меркам. Новая космология не испытывала ни малейших трудностей, связанных с возрастом Вселенной, — эта проблема для нее просто не существовала.

Для подтверждения своей модели Хойл предложил воспользоваться данными о пространственном распределении юных галактик. Если С-поле равномерно творит материю повсюду, то средняя плотность таких галактик должна быть примерно одинакова. Хойловский критерий в принципе был совершенно разумным, однако из-за отсутствия телескопов необходимой мощности произвести такое тестирование не представлялось возможным. Правда, в 1955 г. английский радиоастроном и будущий нобелевский лауреат Мартин Райл обнаружил, что на космической периферии плотность слабых радиоисточников больше, чем вблизи нашей Галактики. Он открытым текстом заявил, что полученные результаты несовместимы с космологией стабильного состояния. Однако через несколько лет другие ученые пришли к выводу, что Райл преувеличил различия плотностей, и вопрос остался открытым.

А вот открытие фонового микроволнового излучения нанесло Космологии стабильного состояния удар, от которого она так и не смогла оправиться. В модели Хойла, Бонди и Голда этому феномену попросту не было места. К началу 1970-х гг. она уже прочно угнездилась на складе красивых, но не имеющих отношения к реальности космологических моделей.

Интересно, что у создателей этой теории был предшественник в лице самого Эйнштейна, который в 1931 г. задумался над сходной идеей. Он записал предварительные выводы на бумаге, однако воздержался от их развития и тем более публикации. Рукопись долго оставалась незамеченной в иерусалимском архиве эйнштейновских документов, и сообщение о ней появилось в печати лишь спустя 83 года[57].

Открытие Пензиаса и Вильсона отозвалось и в Москве. В 1961–1962 гг. космологией занялся Яков Борисович Зельдович, который привлек к ней нескольких блестящих физиков, в том числе и А. Д. Сахарова. Сначала Зельдович склонялся к концепции холодного возникновения Вселенной, но после 1965 г. решительно стал на сторону гамовской теории[58]. Фундаментальные результаты школы Зельдовича хорошо известны.

Через три года после открытия реликтового излучения теоретики наконец-то поняли, как оно перестает взаимодействовать с веществом и заполняет космическое пространство. Речь, естественно, идет о космической рекомбинации. В основополагающей работе Альфера и Германа о ней ровно ничего не сказано. Этот механизм впервые описали Джеймс Пиблз[59] и ученые из группы Зельдовича[60]. С тех пор его детали неоднократно уточнялись (например, с учетом роли гелия), но общая картина не изменилась.

НОВАЯ ПЕРСПЕКТИВА: ШЛИФОВКА И РАЗРАБОТКА.

Открытие реликтового излучения инициировало великое множество радиоастрономических исследований, которые со временем привели к определению точной формы его спектра со всеми нюансами. Именно эти нюансы, вернее отклонения спектра фонового излучения от формулы Планка, оказались богатейшим источником информации о структуре и эволюции Вселенной. История этих проектов очень богата и выходит за рамки настоящей главы, но несколько интересных фактов хорошо ее проиллюстрируют.

Сначала основная задача заинтересованных исследователей состояла в доказательстве соответствия спектра фонового излучения формуле Планка — если и не абсолютного, то достаточно точного. Для этого его следовало промерять на разных частотах. Первыми это сделали Ролл и Вилкинсон, которые к концу 1965 г. завершили серию измерений на волне длиной 3,2 см. В 1966 г. две группы гарвардских астрономов и независимо от них Иосиф Самуилович Шкловский показали, что анализ спектров межзвездных облаков циана (напомню, впервые выполненный Маккелларом) свидетельствует о наличии фонового излучения с температурой порядка 3 K. Очень важно, что эта оценка была сделана не для сантиметрового диапазона, а для волн длиной 2,6 мм, где спектр излучения не соответствует пределу Рэлея — Джинса. Вскоре Пензиас и Вильсон установили на свой 60-сантиметровый аппарат новый радиометр, настроенный на прием волн длиной 21 см, и вновь подтвердили чернотельность спектра в длинноволновом пределе. В 1966–1967 гг. радиоастрономы также проводили измерения в сантиметровом и дециметровом диапазонах, которые ясно указывали на наличие чернотельного излучения с температурой порядка 3 K. Однако окончательно планковский характер микроволнового космического фона был доказан лишь к концу девятого десятилетия прошлого века. К этому времени различные наблюдения, как наземные, так и с помощью аппаратуры на высотных аэростатах и геофизических ракетах, довели измерения спектра реликтового излучения до частот порядка 700 ГГц, то есть до длин волн в окрестности половины миллиметра. В этой области, так называемом пределе Вина, по мере роста частоты интенсивность излучения уменьшается по экспоненте, то есть ведет себя совсем иначе, нежели в классическом пределе Рэлея — Джинса. В эти же годы были проведены новые измерения спектров межзвездного циана на частотах в одну-две сотни гигагерц. Все эти данные не только подтвердили чернотельный характер излучения, но и показали, что его температура с высокой степенью вероятности составляет 2,7–2,8 K.

Но это лишь одна сторона медали. Практически с момента открытия реликтового излучения стало понятно, что оно не может быть полностью изотропным, как того требует планковская формула. Иными словами, температура фоновых фотонов не может быть строго постоянной, с какой бы точки небосвода они ни пришли. Она непременно должна хоть немного, но изменяться в зависимости от направления, на формальном языке — флуктуировать. Причем эти флуктуации могут возникнуть по весьма разным причинам. Одна из них имеет чисто кинематическое объяснение. Как известно, Солнце каждые 225–250 млн лет совершает полный оборот вокруг центра Млечного Пути по практически круговой орбите радиусом около 26 000 световых лет со средней скоростью 230 км/с. Отсюда следует, что наша планета вместе со своей звездой движется относительно реликтового излучения, которое в данном случае служит неподвижной системой отсчета. Млечный Путь, в свою очередь, приближается к соседней крупной галактике, Андромеде, со скоростью порядка 100 км/с, и под действием гравитации обе они падают на галактическое скопление Девы со скоростью в несколько сотен километров в секунду. Измеренная интенсивность (а следовательно, и температура) реликтового излучения должна быть максимальной при ориентации антенны в направлении каждого из этих движений и, соответственно, минимальной — при обратной ориентации (так называемая дипольная анизотропия реликтового фона, или, неформально, эффект эфирного дрейфа). Количественно эти температурные колебания чрезвычайно малы, порядка трех милликельвинов. Впервые их обнаружили в 1967 г., хотя и с большой погрешностью. С тех пор такие измерения неоднократно повторялись и уточнялись.

Это наиболее простой и очевидный механизм возникновения анизотропии реликтового излучения, и его информационный потенциал сравнительно невелик. На его основе можно оценить лишь скорости различных движений в космическом пространстве. Однако из горячей модели Вселенной следует существование иных причин анизотропии реликтового излучения, причем куда более серьезных. Их нельзя объяснить с помощью кинематики, для этого нужна физика. Именно эти причины делают спектральный анализ микроволнового фона богатейшим источником информации о ранней Вселенной.

Материи это довольно сложные, в двух словах о них не рассказать. Тонкую структуру анизотропий фонового излучения удалось детально выявить в первую очередь за счет выноса измерительной аппаратуры на космические платформы. Первой такой платформой стал американский искусственный спутник Земли Cosmic Background Explorer (COBE), выведенный на орбиту 18 ноября 1989 г. Он проработал в космосе немногим больше четырех лет (точнее, 4 года, 1 месяц и 5 суток) и полностью преобразил наши знания о спектральных характеристиках реликтового излучения. Несмотря на то что угловое разрешение его аппаратуры было весьма скромным, всего 7°, она впервые измерила температурные флуктуации реликтового излучения. К немалому удивлению, они оказались очень малы — всего лишь порядка стотысячной доли кельвина. Неслучайно в 2006 г. двое научных руководителей этого проекта — Джон Мазер и Джордж Смут — были удостоены Нобелевской премии по физике. Мазер руководил созданием спектрофотометра FIRAS, установленного на COBE, а Джордж Смут был лидером команды, которая работала на другом приборе, радиометре DMR.

После публикации данных с COBE стало ясно, что угловые флуктуации температуры реликтового излучения не просто существуют, но и очень многое говорят о состоянии дел в ранней Вселенной. Они сильно укрепили фундамент теории Большого взрыва и позволили создавать намного более точные модели эволюции Вселенной. Под их влиянием в последующие годы активизировались измерения этих флуктуаций с помощью наземной и аэростатной аппаратуры. Кроме того, уже в нашем столетии были запущены два космических аппарата с более чувствительными приборами, выполняющими эти же функции. Американский космический зонд Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), названный в честь Дэвида Вилкинсона, в 2001 г. ушел в космос ко второй точке Лагранжа, где и проработал до 2010 г. Более совершенная космическая обсерватория имени Планка, созданная Европейским космическим агентством, действовала в той же второй точке Лагранжа с июля 2009 г. до октября 2013 г. Пока эти станции исчерпывают список космических аппаратов, специально (хотя и не исключительно) заточенных под сбор информации об анизотропии реликтового излучения.

Однако не стоит забывать, что первое успешное выявление анизотропии реликтового излучения с помощью аппаратуры космического базирования было совершено в России. Это был эксперимент «Реликт», осуществленный в середине 1980-х гг. сотрудниками Института космических исследований АН СССР. На одном из спутников серии «Прогноз» был установлен высокочувствительный радиометр, который в течение полугода измерял энергию фонового микроволнового излучения. Правда, он действовал лишь на одной частоте, в то время как микроволновой радиометр COBE оперировал на трех (31,5, 53 и 90 гигагерц) и потому давал больше информации. Анализ результатов с «Прогноза» затянулся на несколько лет, но в конце концов он позволил обнаружить вариации температуры реликтового излучения. Об этом было доложено на семинаре в ГАИШ в январе 1992 г., за три месяца до того, как Джордж Смут впервые представил аналогичные результаты со спутника COBE на заседании Американского физического общества. Мне довелось беседовать с Джоном Мазером после получения им Нобелевской премии, и он с готовностью признал достижения российских коллег.

ТЕМПЕРАТУРНЫЕ ФЛУКТУАЦИИ РЕЛИКТОВОГО ИЗЛУЧЕНИЯ.

Фоновое микроволновое излучение состоит из фотонов, которые освободились из плена горячей космической плазмы, когда длина их волн была приблизительно в 1100 раз меньше (а частота и энергия, соответственно, в 1100 раз больше) нынешних значений. Отношение разности измеренной в нашу эпоху длины волны фотона и ее величины в момент испускания к этой величине называется космологическим красным смещением (то есть красное смещение равно отношению современной и первоначальной длин волн минус единица). Эта величина задает изменение масштабов Вселенной, которые во время рекомбинации в 1100 раз были меньше нынешних. Абсолютное большинство этих фотонов с тех пор путешествуют по космическому пространству без всякого контакта с веществом. Тем не менее некоторые из них все же вступали в различные взаимодействия, которые могли либо подкачать их дополнительной энергией, либо привести к энергетическим потерям.

И что же из этого следует? Температурные флуктуации реликтового излучения прежде всего отражают физические условия во Вселенной в эпоху рекомбинации (а фактически и до нее). Эти условия проявляют себя в тех видах его анизотропии, которые называют первичными. Последующее путешествие фотонов сквозь космос вызывает дополнительные отклонения от идеальной изотропии, и их, естественно, именуют вторичными. Это разграничение двух основных типов анизотропий совершенно необходимо для понимания их причин и механизмов возникновения.

Как уже было отмечено, ученые приступили к поиску угловых температурных флуктуаций реликтового излучения практически сразу после его открытия. Долгое время он практически не дал ничего за исключением демонстрации эфирного дрейфа. Это было непонятно и даже тревожно. Тогда считали, что вещество Вселенной почти целиком состоит из барионов (протонов и ионизированных ядер гелия) и электронов, причем последние по малости своей массы практически не должны влиять на космические гравитационные поля. Теория утверждала, что в эпоху красного смещения, равного 1100, барионы были распределены в пространстве с достаточно большими флуктуациями плотности — на уровне 0,1 % (при меньших флуктуациях к нашему времени скопления и сверхскопления галактик просто не смогли бы возникнуть). До наступления рекомбинации фотоны и ионы сильно взаимодействовали друг с другом, хотя и не прямо, а посредством электронного газа (фотоны рассеивались на свободных электронах, которые воздействовали на движение ионов благодаря кулоновскому электростатическому притяжению). Поэтому плотность и температура фотонов должны были флуктуировать пропорционально плотности барионов. Коль скоро относительная величина колебаний температуры фотонного газа после рекомбинации не изменилась, она и сегодня должна оставаться на уровне десятой доли процента — то есть составлять милликельвины.

Такие флуктуации искали годами, но не могли обнаружить. Интересно, что в середине 1980-х гг. это обстоятельство значительно укрепило позиции тогда еще далеко не общепринятой гипотезы темной материи. Темная материя по определению никак не взаимодействует с электромагнитным излучением, но подчиняется силам гравитации. Поэтому ее частицы под действием тяготения стягиваются в исполинские комки и втягивают в них барионное вещество. Вычисления показывают, что если доля темной материи в общей массе Вселенной заметно превосходит долю барионного вещества, то величина температурных флуктуаций реликтового излучения на малых угловых масштабах сильно уступает первоначальным теоретическим оценкам. Это означает, что флуктуации барионной плотности в эпоху рекомбинации вполне могли быть на порядки больше, чем фотонные флуктуации. Именно это и подтвердил COBE, обнаруживший, что флуктуации температуры реликтового излучения составляют не десятые, а тысячные доли процента (иными словами, измеряются не милликельвинами, а десятками микрокельвинов).

Однако вернемся к играм между фотонами и барионами (конкретно — протонами и ядрами гелия), имевшим место перед началом рекомбинации. И те и другие весьма интенсивно взаимодействовали друг с другом через посредство электронного газа. Поэтому в эту эпоху космическое пространство было заполнено особой субстанцией, имевшей значительное сходство с обычными жидкостями. Поскольку плотность фотонов сильно превышала плотность барионов, эта жидкость была сжата большим световым давлением. Когда барионы втягивались в гравитационные ловушки, созданные притяжением скоплений темной материи, давление фотонов препятствовало их пленению и несколько сглаживало (но конечно, не ликвидировало) флуктуации барионной плотности. Так что плотность барионов все равно локально колебалась, и эти колебания распространялись по пространству. Иначе говоря, возникали бегущие волны плотности, вполне аналогичные обычному звуку в толще воды либо в воздухе. Как говорят астрофизики, в барионно-фотонной жидкости возбуждались барионные акустические осцилляции. При этом в местах максимального сжатия ее температура возрастала, а в зонах разрежения — падала (опять-таки как и при распространении звука в воздухе). В итоге флуктуации плотности барионно-фотонной жидкости порождали флуктуации ее температуры.

Вселенная после Большого взрыва постоянно расширялась, как и в нашу эпоху. Коль скоро ее размеры оставались конечными, звуковые волны в барионно-фотонной жидкости на любой возрастной отметке Вселенной тоже могли преодолеть лишь конечное максимальное расстояние. В первом приближении оно равно скорости звука, помноженной на этот возраст. Можно показать, что скорость звуковых волн в барионно-фотонной жидкости приблизительно в 1,7 раза меньше скорости света в вакууме (конкретно — она равна скорости света, поделенной на квадратный корень из трех). Максимальная дистанция, которую могут пройти звуковые волны к наступлению определенного возраста Вселенной, называется звуковым горизонтом.

И что дальше? Флуктуации плотности барионно-фотонной жидкости имеют разные пространственные масштабы, которые, однако, не могут превысить величину звукового горизонта. Как только флуктуация достигает горизонта, ее амплитуда больше неспособна расти — и флуктуация затухает. Отсюда следует, что длины звуковых волн в барионно-фотонной жидкости не могут быть произвольно большими, они ограничены сверху. Если знать конкретные темпы расширения Вселенной, то этот верхний предел легко вычислить. Уже одно это демонстрирует, что спектр звуковых колебаний барионно-фотонной жидкости в эпоху рекомбинации содержит информацию о тогдашней скорости расширения Вселенной.

Легко понять, что произойдет по завершении этой эпохи. Практически все электроны объединятся с ядрами водорода и гелия. Вместо ионов появятся нейтральные атомы, а электронный газ попросту исчезнет. Вместе с ним исчезнет и барионно-фотонная жидкость, поскольку больше не останется посредников, способных передавать взаимодействия между фотонами и барионами. Поэтому скорость звука в барионной среде упадет до нуля. Существовавшие флуктуации плотности сами по себе не разгладятся, но перестанут распространяться — как говорят астрофизики, звуковые волны окажутся вморожены в барионное вещество. Начиная с этого времени ничто не будет препятствовать барионам (теперь уже в форме нейтральных атомов) копиться в гравитационных ловушках, созданных скоплениями темной материи. По прошествии времени пространственное распределение атомов окажется примерно таким же, как и распределение темной материи.

ИНФОРМАЦИОННЫЙ ПОТЕНЦИАЛ РЕЛИКТОВОГО ИЗЛУЧЕНИЯ.

Данные о температурной анизотропии реликтового излучения содержат гигантский объем информации. Объяснить это несложно. Как показывает теоретический анализ, угловые флуктуации температуры реликтового излучения определяются численными параметрами, заложенными в космологические модели. Это постоянная Хаббла, которая определяет скорость расширения Вселенной в нашу эпоху, мера кривизны пространства, относительные доли барионного вещества, темной материи и темной энергии в энергетическом балансе Вселенной и еще несколько параметров, которые имеют технический характер и не столь наглядны. Точные промеры температурных флуктуаций реликтового излучения, приходящего с разных точек небесной сферы, в принципе позволяют вычислить эти параметры и тем самым выбрать наиболее правдоподобную модель Вселенной.

Подробное рассмотрение различных видов первичной и вторичной температурной анизотропии реликтового излучения выходит за рамки популярного изложения (не говоря уже о том, что без серьезной математики такая попытка превратится в чистую профанацию). Однако стоит привести несколько примеров, естественно, с неизбежными упрощениями. Сначала речь пойдет о первичной анизотропии, а затем и о вторичной.

На этом этапе необходимо ввести важное уточнение. Основные причины первичной анизотропии можно — и нужно! — разделить на две группы. Во-первых, это механизмы, которые действуют на масштабах, превышающих величину звукового горизонта в эпоху рекомбинации. Из-за этого на них практически не влияют локальные физические процессы, которые могли иметь место со времени Большого взрыва до эпохи рекомбинации. Во-вторых, это взаимодействия намного меньших масштабов, значительно уступающих величине горизонта.

Самый эффективный из надгоризонтных механизмов — эффект Сакса — Вольфа, который состоит в воздействии гравитации на энергию (то есть температуру) квантов электромагнитного излучения. Фотоны, рожденные в зоне, где плотность вещества особенно высока и, следовательно, величина поля тяготения больше, вырываются из этой гравитационной ловушки, теряют энергию и сдвигаются в сторону красной области спектра (это и есть гравитационное красное смещение). Точно так же фотоны, которые родились в областях с меньшим гравитационным потенциалом, будут иметь сравнительно бóльшую энергию, так что их спектр сдвинется не в красную, а в голубую сторону. Этот механизм анизотропии отчасти компенсируется тем, что, согласно ОТО, тяготение тормозит течение времени. Поэтому фотоны, вышедшие из областей с максимальной плотностью вещества, будут рассеиваться на электронах несколько раньше фотонов, пришедших из участков с меньшей плотностью. Поскольку температура Вселенной по мере ее расширения падает, эти фотоны встретятся с электронами на более горячей стадии мироздания. Реально оба фактора действуют совместно и в сумме создают эффект Сакса — Вольфа.

Кроме эффекта Сакса — Вольфа стоит упомянуть еще два надгоризонтных механизма. Хотя расширение Вселенной в целом однородно, в ней рождаются (и умирают) потоки вещества. Когда фотоны рассеиваются на электронах, движущихся в этих потоках, их частоты изменяются в соответствии с эффектом Доплера. Если до Земли дошли фотоны, некогда рассеянные струей горячей плазмы, которая двигалась в направлении области пространства, где ныне находится наша планета, их температура окажется чуть выше средней температуры реликтового излучения, а при движении в противоположном направлении — чуть ниже. Таким образом возникает либо голубое, либо красное смещение, но не гравитационное, а чисто кинематическое.

Чтобы понять третий надгоризонтный эффект, вернемся к окончанию предыдущего раздела. В нем показано, что на масштабах, превышающих величину звукового горизонта в эпоху рекомбинации, пространственное распределение барионного вещества почти совпадает с распределением темной материи. Поэтому в зонах с большей плотностью темной материи скапливается больше обычного вещества, которое сильнее нагревается. Из таких областей приходит больше фотонов, причем к тому же более горячих, нежели общий фон. Это и есть еще один механизм температурной анизотропии.

Один из факторов первичной анизотропии, действующих на субгоризонтных масштабах, был подробно описан выше — это звуковые волны в барионно-фотонной жидкости. Однако есть и другой — эффект Силка. Физически он очень прост. Взаимодействие между барионами и фотонами, которое вызывает такие волны, слабеет на малых расстояниях. Это происходит потому, что фотоны имеют конечную длину пробега и по ее прохождении рассеиваются в окружающее пространство по всем направлениям. Такая фотонная диффузия приводит к размыванию температурных флуктуаций. Благодаря эффекту Силка фотоны реликтового излучения, которые пришли на Землю из близких точек небосвода (конкретно — с дистанций, меньших пяти угловых секунд), демонстрируют очень малые первичные флуктуации. Так что в мелкозернистом приближении первичные флуктуации почти не нарушают изотропность излучения.

Вторичные анизотропии реликтового излучения также обязаны разным причинам. Главная из них — ионизация космической среды вскоре после начала звездной эры. Поскольку первые звезды в основном были чрезвычайно массивными и горячими, они заливали космос мощными потоками ультрафиолетового и рентгеновского излучения. Эти высокоэнергетичные кванты выбивали из нейтральных атомов электроны, на которых происходило рассеяние реликтовых фотонов. Очень важно, что направление, по которому уходил рассеянный фотон, практически не зависело от его первоначального пути. Таким образом, информация о первичных температурных флуктуациях, которую несли реликтовые фотоны, после рассеяния практически полностью стиралась, а температура этих фотонов выравнивалась со средней температурой реликтового излучения. Однако часть реликтовых фотонов все же избегла такой судьбы и донесла до нас сведения о первичных температурных флуктуациях. В итоге мы все же можем их наблюдать, хотя и с уменьшенными амплитудами.

Рассеяние, о котором только что шла речь, изменяет направление фотонов, но практически сохраняет их энергию (такое рассеяние называется томсоновским). Однако это не единственная возможность. Особо «горячие» электроны, чьи энергии выше средней энергии фотонов, могут поделиться с последними своей энергией (такой эффект называется обратным комптоновским рассеянием). Плотность подобных электронов в скоплениях галактик может быть весьма высока — порядка 1000 на кубический метр. Поэтому спектр реликтовых фотонов, которые по пути к Земле прошли сквозь такие скопления галактик, оказывается смещенным в сторону более высоких энергий. Этот эффект в начале 1970-х гг. предсказали Яков Борисович Зельдович и Рашид Алиевич Сюняев, и теперь он носит их имя.

Еще одна причина вторичной анизотропии — возникновение во Вселенной крупномасштабных структур, галактик и галактических скоплений. Поскольку они (вместе с окружающей их темной материей) создают локальные поля тяготения, реликтовые фотоны вблизи них набирают энергию на входе и теряют ее на выходе. Если бы эти поля были полностью статичными, потерянная энергия равнялась бы приобретенной, и фотоны продолжали бы миграцию по космосу в первозданном виде. Однако реально эти поля изменяются со временем, и это должно отразиться на энергии фотонов. Можно показать, что в расширяющейся Вселенной с нулевой кривизной пространства, описываемой космологической моделью Эйнштейна — де Ситтера, фотоны сохраняют первоначальную энергию. В других космологических моделях их энергия изменяется — это так называемый интегрированный эффект Сакса — Вольфа. Наличие или отсутствие этого эффекта позволяет судить о геометрии пространства-времени нашей Вселенной.

Понятно, что температурные флуктуации реликтового излучения обусловлены сложной гаммой причин и в целом отражают физическую историю Вселенной на разных этапах ее существования. Эта история представлена в конкретных космологических моделях, которые отличаются друг от друга численными значениями нескольких параметров. В минимальной версии Стандартной модели их шесть, в расширенных — более десятка (кстати, самым ранним космологическим моделям хватало всего трех параметров). Математический анализ данных, собранных во время наблюдения и измерения этих флуктуаций, позволяет определить эти параметры и на этой основе выбрать наилучшую теоретическую конструкцию, описывающую эволюцию Вселенной.

О том, как это делается, невозможно рассказать на пальцах, хотя вот несколько наглядных примеров. Для теоретического анализа первичных анизотропий реликтового излучения очень важно знать, под каким углом возможно наблюдать область пространства, соответствующую размеру Вселенной в эпоху рекомбинации. Чтобы вычислить его величину, необходимо определиться с космологической моделью. Для плоской Вселенной, которую описывает модель Эйнштейна — де Ситтера, этот угол равен 1,8°, для прочих моделей он имеет другое значение. Барионно-акустические осцилляции имеют максимальную амплитуду на длине волны, по порядку величины равной звуковому горизонту в эпоху рекомбинации. Так как скорость распространения этих колебаний в 1,7 раза меньше скорости света, максимум флуктуаций реликтового излучения в плоской Вселенной Эйнштейна — де Ситтера должен прийтись на угловой размер в 1°. Именно это и показывают наблюдения! Отсюда следует, что мы живем во Вселенной с плоской (или почти плоской) евклидовой геометрией пространства, кривизна которого равна или почти равна нулю. Возможно, это самый важный результат, извлеченный на сегодняшний день из богатейшего информационного резервуара реликтового излучения.

Данные о кривизне космического пространства можно получить и из наблюдений крупномасштабных (на угловых размерах в десятки градусов) осцилляций температур реликтового излучения, где работает интегрированный эффект Сакса — Вольфа. Чем больше кривизна пространства (и, следовательно, чем заметней его неевклидовость), тем сильнее должны изменяться со временем локальные гравитационные потенциалы. А такие изменения как раз и влекут за собой появление вторичной температурной анизотропии, обусловленной этим эффектом. Данные по крупномасштабным осцилляциям подтверждают, что нам выпало обитать в практически плоской Вселенной. Об этом же свидетельствует и угловое распределение акустических температурных пиков, также зависящее от кривизны пространства.

Температурные флуктуации фонового излучения демонстрируют и другие пики с более скромными амплитудами, которые наблюдаются на меньших угловых размерах. Причины их неодинаковы, и они тоже зависят от различных космологических параметров. Например, чем больше во Вселенной барионного вещества, тем выше амплитуда первого пика (и других пиков с нечетными номерами) и тем ниже она для второго, четвертого и прочих четных пиков. На совсем малых масштабах (менее пяти угловых секунд) первичные анизотропии сглаживаются благодаря эффекту Силка.

ВЕЛИКИЙ КОНКОРДАНС И ЕГО ПРЕДЕЛЫ.

В нашем столетии львиную долю информации о спектрах реликтового излучения ученые получили с помощью космических обсерваторий WMAP и Planck. Обе станции несли на борту уникальную аппаратуру, которую смело можно назвать техническим чудом космического приборостроения. Кроме того, реликтовое излучение наблюдали с помощью специализированных наземных телескопов нового поколения и приборов, поднятых в стратосферу высотными аэростатами. Каждый из этих экспериментов заслуживает отдельной статьи, а некоторые — даже книги. В совокупности они неизмеримо расширили и уточнили полученные в прошлом веке сведения о реликтовом излучении. В обозримом будущем подобные наблюдения будут продолжаться.

Их главные результаты общеизвестны. Абсолютное большинство специалистов согласно, что космическое пространство на макромасштабах обладает нулевой или почти нулевой кривизной и потому очень точно описывается геометрией Евклида. Общая плотность энергии Вселенной приблизительно на 4,5 % обеспечена обычным (барионным) веществом, на 25 % — холодной (то есть движущейся с небольшими скоростями) темной материей и примерно на 70 % — темной энергией (чью плотность по традиции обозначают заглавной греческой буквой Λ). Очень малую дополнительную долю этой плотности составляют кванты реликтового излучения и звездного света, потоки нейтрино и гравитационные волны. Барионное вещество в основном сосредоточено не в звездах и планетах, а в плазменном наполнении внутригалактического и межгалактического пространства. Эти утверждения составляют основное содержание стандартной космологической модели.

Вселенная с момента своего возникновения расширяется, причем неодинаковыми темпами. Нынешняя скорость ее расширения определяется современным значением параметра Хаббла H₀, который, согласно последним данным с обсерватории Planck, равен 67,4 км/с на мегапарсек[61] (с погрешностью менее чем 1 %). Благодаря доминирующей роли темной энергии скорость расширения Вселенной возрастает и будет возрастать в обозримом будущем. Нынешний возраст Вселенной округленно равен 13,8 млрд лет.

Эту стройную картину нарушают расхождения в определении численной величины H₀, возникшие после публикации результатов серии телескопических наблюдений переменных звезд из семейства цефеид и сверхновых типа Ia. Согласно недавним результатам группы под руководством Адама Рисса, H₀ = (74,02 ± 1,42) км/с на мегапарсек. Причина столь заметной нестыковки служит предметом ожесточенных дискуссий, однако большинство астрофизиков считает оценку на основе анализа спектров реликтового излучения более надежной.

А дальше — посмотрим. В настоящее время различные научные коллаборации разрабатывают и испытывают новые методы оценки H₀, не связанные ни с анализом спектров микроволнового фонового излучения, ни с апелляцией к данным звездной астрономии. Эти методы еще недостаточно точны, однако имеют немалые перспективы. Вполне возможно, что уже в следующем десятилетии с их помощью астрономы и астрофизики наконец-то договорятся о точном значении параметра Хаббла.

Примечания.

1.

Advanced Gravitational Wave Detectors, ed. by D. E. Blair et al, Cambridge University Press, Cambridge, 2012, p. 105.

2.

Walter Adams, S. The Spectrum of the Companion of Sirius // Publications of the Astronomical Society of the Pacific (1915), 27 (161): 236–237.

3.

Hertzsprung, E. Zur Strahlung der Sterne. I // Zeitschrift für wissenschaftliche Photographie, Photophysik und Photochemie (1905).

4.

Hertzsprung, E. Zur Strahlung der Sterne. II // Zeitschrift für wissenschaftliche Photographie, Photophysik und Photochemie (1907).

5.

Hertzsprung, E. Über die Verwendung Photographischer Effektiver Wellenlaengen zur Bestimmung von Farbenaequivalenten, Publikationen des Astrophysikalischen Observatoriums zu Potsdam, 22. Bd., 1. Stuck = Nr. 63.

6.

Proceedings of the American Philosophical Society (Oct. — Dec., 1912), 51 (207): 569–579.

7.

Russell, H. N. «Giant» and «dwarf» stars // Observatory (1913), 36: 324.

8.

Russell, H. N. Relations between the spectra and other characteristics of the stars // Nature (1914), 93: 227–230; Relations between the spectra and other characteristics of the stars // Nature (1914), 93: 252–258.

9.

Nature (1914), 93: 252–258.

10.

Luyten, W. J. The White Dwarfs // Science, (January 26, 1945), 101 (2613): 79–82.

11.

Edward M. Scion et al. A Proposed New White Dwarf Classification System // Astrophysical Journal (1913), 269: 253–257.

12.

Arlo U. Landolt. A New Short-Period Blue Variable // Astrophysical Journal (July 1968), 153 (1): 151–164.

13.

Winget D. E. et al. Photometric Observations of GD 358: DB White Dwarfs Do Pulsate // Astrophysical Journal Letters (1982), 262, L11.

14.

On the theoretical temperature of the Sun, under the hypothesis of a gaseous mass maintaining its volume by its internal heat, and depending on the laws of gases as known to terrestrial experiment // American Journal of Science (July 1870), Series 2, 50: 57–74.

15.

Arthur. The Internal Constitution of the Stars. Cambridge: University Press, 1926.

16.

Эддингтон А. С. Звезды и атомы. — М.-Л.: Госиздат, 1928.

17.

Fowler, R. H. On Dense Matter // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (1926), 87: 114–122.

18.

Anderson, W. Gewöhnliche Materie und Strahlende Energie als Verschiedene ‘Phasen’ eines und Desselben Grundstoffes // Zeitschrift für Physik (1929), 54: 433–444; Stoner, E. C. The Limiting Density in White Dwarf Stars // Philosophical Magazine (1929), 7: 63–70.

19.

Chandrasekar, S. The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs // Astrophysical Journal (1931), 74: 81–82.

20.

Observatory (1935), 58: 37.

21.

Chandrasekhar, S. An Introduction to the Study of Stellar Structure, University of Chicago, Chicago, 1939.

22.

Френкель Я. И. Собрание избранных трудов. Т 2. — М.-Л: Изд-во АН СССР, 1958. С. 109.

23.

White Dwarfs, edited by Luyten W. J., D. Reidel Publishing Company, Dordrecht — Holland, 1971.

24.

Eddington, A. S. The Internal Constitution of the Stars, Cambridge University Press, 1926.

25.

Burbidge, E. Margaret; Burbidge, G. R.; Fowler, William A.; Hoyle, F. Synthesis of the Elements in Stars (1957) // Reviews of Modern Physics, 29 (4): 547–650.

26.

Hamada T. and Salpete E. E. Models for Zero-Temperature Stars // Astrophysical Journal (1961), 134: 683–698.

27.

Van Horn H. M. Crystallization of White Dwarfs // Astrophysical Journal (January 1968), 151: 227–238.

28.

Tremblay, P.-E. et al. Core crystallization and pile-up in the cooling sequence of evolving white dwarfs // Nature (2019), 565: 202–205.

29.

Kevin, B. Burdge et al, General Relativistic Orbital Decay in a Seven-Minute-Orbital-Period Eclipsing Binary System // Nature (25 July 2019), 571: 528–531.

30.

Christopher, J. Manser et al. A planetesimal orbiting within the debris disc around a white dwarf star // Science (5 April 2019), 364 (6435): 66–69.

31.

Boris, T. Gänsicke et al. Accretion of a giant planet onto a white dwarf star, Nature (5 December 2019), 576: 61–64.

32.

Mewe, R. et al. Detection of X-Ray Emission from Stellar Coronae with ANS // Astrophysical Journal (1975), 202, L67–L71.

33.

Эйнштейн А. Работы по теории относительности. — М.: Амфора, 2008.

34.

Гамов Дж. Моя мировая линия: Неформальная автобиография. — М.: Наука, 1994.

35.

Riess, A. G. et al. Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and Cosmological Constant // Astronomical Journal (1998), 116: 1009–1038.

36.

Perlmutter, S. et al. Measurement of Ω and Λ from 42 high-redshift supernovae // Astrophysical Journal (1999), 517: 565–586.

37.

Фридман А. А. Мир как пространство и время. — М.: Наука, 1965.

38.

Karl, G. Jansky. Radio Waves from Outside of the Solar System // Nature (1933), 132: 66.

39.

Hazard, C. et al. Investigation of the Radio Source 3C 273 by the Method of Lunar Occultation // Nature (1963), 197: 1037.

40.

Schmidt, M. 3C 273: A Star-Like Object with Large Red-Shift // Nature (1963), 197: 1040.

41.

Hong-Yee Chiu, Gravitational Collapse // Physics Today (May 1964), 21–34.

42.

Hewish, A. et al. Observations of a Rapidly Pulsating Radio Source // Nature (1968), 217: 709.

43.

Pacini, F. Energy Emission from a Neutron Star // Nature (1967), 216: 567.

44.

Gold, T. Rotating Neutron Star as the Origin of Pulsating Radio Sources // Nature (1968), 218: 731.

45.

McKellar, A. Molecular Lines from the Lowest States of Diatomic Molecules Composed of Atoms Probably Present in Interstellar Space, Publications of the Dominion Astro-Physical Observatory Victoria (1941), 7: 251–272.

46.

Dennise, J.-F. Le Roux E. et Steinberg J. C. Nouvelle observations du rayonnement du ciel sur la longeur d'onde 33 cm // Comptes Rendus (1957), 244: 3030–3033.

47.

Шмаонов Т. А. Методика абсолютных измерений эффективной температуры радиоизлучения с низкой эквивалентной температурой // Приборы и техника эксперимента (1957). № 1. С. 83–86.

48.

Tolman, Richard C. On the Problem of the Entropy of the Universe as a Whole // Physical Review (1931), 37: 1639.

49.

Alpher R. A. and Herman, R. C. Evolution of the Universe // Nature (1948), 162: 774–775.

50.

Gravitation and Space Science // Space Science Reviews, 4: 419–460.

51.

Дорошкевич А. Г., Новиков И. Д. Средняя плотность излучения в метагалактике и некоторые проблемы релятивистской космологии // ДАН СССР (1964), 154: 809–811.

52.

Ohm, E. A. Receiving System // Bell System Technical Journal (1961), 40(4): 1065–1094.

53.

УФН. Т. 129, вып. 4 (декабрь 1979 г.). С. 595–613.

54.

Finding the Big Bang, Cambridge University Press, 2009, p. 150.

55.

Там же.

56.

Dicke, R. H. Peebles, P. J. E. Roll, P. G. Wilkinson, D. T. Cosmic Black-Body Radiation // Astrophysical Journal (1965), 142: 414–419; Penzias A. A. and Wilson, R. W. A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 MHz // Astrophysical Journal (1965), 142: 419–421.

57.

Castelvecchi, D. Einstein's lost theory uncovered // Nature (27 February 2014), 506: 418–19.

58.

Зельдович Я. Б. «Горячая» модель Вселенной // УФН. Т. 89, вып. 4 (август 1966 г.). С. 647–668.

59.

Peebles, P. J. E. Recombination of the Primeval Plasma // Astrophysical Journal (1968), 153: 1–11.

60.

Зельдович Я. Б., Курт В. Г., Сюняев Р. А. Рекомбинация водорода в горячей модели Вселенной // ЖЭТФ. Т. 55, № 1 (1968). С. 278–286.

61.

Adam G. Riess et al. Large Magellanic Cloud Cepheid Standards Provide a 1 % Foundation for the Determination of the Hubble Constant and Stronger Evidence for Physics Beyond ΛCDM // Astrophysical Journal (7 May 2019), 876 (1).