Когда Л. Д. Ландау представил к опубликованию свою первую работу по устойчивости холодных звезд, нейтрон еще не был открыт. Это случилось несколькими месяцами позднее. Но уравнения Ландау, в которых рассматривался вырожденный холодный газ, были вполне применимы и к нейтронному газу.

В 1937 г. Л. Д. Ландау вновь вернулся к этой проблеме. За это время в мировой печати уже промелькнули высказывания астрофизиков В. Бааде и Ф. Цвикки о том, что могут существовать нейтронные звезды. Ландау исследовал этот вопрос подробнее. Нейтроны могут образовываться из протонно-электронного газа благодаря реакции

р + е → п + nu

(протон плюс электрон дают нейтрон и нейтрино). Скорость этой реакции зависит от плотности газа. При плотности менее 10⁷ г/см³ число протонов и нейтронов в газе почти одинаково, но при увеличении плотности число нейтронов начинает быстро расти. Ядра с аномально большим числом нейтронов становятся неустойчивыми и распадаются. Наконец, при плотности больше 10¹⁰ г/см³ вещество звезды почти целиком состоит из нейтронов. Отсюда Ландау заключил, что после исчерпания источников энергии во внутренних частях звезды с достаточно большой массой (а значит, и плотностью) образуется массивная нейтронная сфера.

Работу Ландау продолжили американские физики Роберт Оппенгеймер (впоследствии один из создателей атомной бомбы) и Г. М. Волков. В 1939 г. они рассчитали точную модель нейтронной звезды с использованием уравнений общей теории относительности. Выяснилось, что при плотности 10¹⁰ г/см³ масса звезды, находящейся в равновесии, составляет лишь 0,1 массы Солнца. С ростом плотности растет и равновесная масса звезды, и при плотности 10¹⁵ г/см³ она достигает своего максимума, 0,7М_©, после чего снижается примерно до 0,4М_© с приближением плотности к бесконечности. Но все конфигурации звезды с плотностями в центре больше 10¹⁵ г/см³ оказываются неустойчивыми, поэтому данное значение плотности и соответствующая ей масса получили название предела Ландау — Оппенгеймера — Волкова или сокращенно — предела ЛОВ.

Но если масса нейтронной звезды не может превосходить предел ЛОВ, т. е. 0,7М_©, мы неизбежно придем к выводу, что такая звезда не сможет образоваться. Если ее масса до выгорания ядерного горючего была меньше предела Чандрасекара (1,2М_©), то образуется белый карлик — устойчивая конфигурация, которая дальше сжиматься не будет. Если же масса звезды окажется больше предела Чандрасекара, она не сможет остановиться на стадии нейтронной звезды и произойдет коллапс.

На самом деле все будет иначе. Оппенгеймер и Волков в своих расчетах использовали уравнения состояния идеального вырожденного нейтронного газа, т. е. пренебрегли взаимодействием частиц между собой. Но, как показали спустя 20 лет американские астрофизики А. Камерон (в 1959 г.) и Э. Салпетер (в 1960 г.), при плотностях свыше 10¹¹г/см³ начинают сказываться ядерные силы притяжения, которые уменьшают давление по сравнению с его значением для идеального газа Ферми. Поэтому предельная масса будет больше, чем получили Оппенгеймер и Волков. Камерон, используя приближенное уравнение состояния реального нейтронного газа, получил предельную массу около 2М_©. В 1964 г. более точные расчеты выполнили советские астрофизики Г. С. Саакян и Ю. Л. Вартанян. Они получили предельную массу 1,55М_©. По-видимому, истинная масса лежит где-то между этими двумя значениями, но определить ее более точно — задача очень трудная, и вот почему. Радиус нейтронной звезды с плотностью в центре 4 •10¹⁵г/см³ (как получили Саакян и Вартанян) будет всего- навсего 10 км, иначе говоря, она уместилась бы на территории Москвы. Но масса ее — полторы-две солнечных массы, а плотность в центре приближается к предельному значению, при котором уравнения состояния теряют смысл (Уже при плотностях более 10¹⁴ г/см³ ядерное притяжение сменяется отталкиванием и давление быстро растет.). Именно это обстоятельство и затрудняет уточнение предельной массы нейтронной звезды.

Но самое главное было выяснено — звезды с массами, промежуточными между пределом Чандрасекара и пределом ЛОВ, т. е. лежащими в интервале (1,2 — 2М_©) после исчерпания ядерных источников энергии должны сжаться до размеров порядка 10 км и превратиться в нейтронные звезды.

Более того, Г. С. Саакян и Ю. Л. Вартанян показали, что в центральных частях нейтронной звезды образуется ядро, состоящее из гиперонов — тяжелых элементарных частиц с массами от 2182 до 2583 масс электрона (протон и нейтрон тяжелее электрона соответственно в 1836 и 1839 раз). Гипероны были открыты впервые в 1947 г. в космических лучах Г. Рочестером и К. Батлером, но лишь в 1951 г. они были получены экспериментально. Эти сверхтяжелые частицы нестабильны и в обычных условиях быстро распадаются на стабильные частицы: протоны (или нейтроны) и пи-мезоны. Время жизни гиперонов — не более 10^-10 сек. Но в условиях плотностей, приближающихся к ядерным, гипероны могут существовать устойчиво. Г. С. Саакян и Ю. Л. Вартанян изучили возможность существования в сверхплотном ядре шести различных видов гиперонов ( «кси», «сигма» и «ламбда»). Им удалось найти закон изменения числа гиперонов с плотностью и предельный радиус, на котором распадается последний из гиперонов данного типа.

Нейтронные звезды более 30 лет рассматривались только теоретически. И лишь в 1968 г., после открытия пульсаров, ученые поняли, что нейтронные звезды можно наблюдать.

А сейчас мы должны приоткрыть перед читателем завесу над таинственными «черными дырами», в которые «проваливаются» звезды, имевшие несчастье обладать массой больше предела ЛОВ, т. е. больше двух солнечных масс. Такую звезду ничто не может спасти от катастрофического сжатия — коллапса, предсказанного Л. Д. Ландау еще в 1932 г. Достигнув размеров нейтронной звезды, массивная звезда продолжает сжиматься, пока не сожмется до своего гравитационного радиуса. Попробуем объяснить читателю, что это такое.

Еще Карл Шварцшильд в 1916 г., исходя из только что опубликованных уравнений общей теории относительности Эйнштейна, доказал, что для любой звезды или вообще сферического небесного тела существует сфера, обладающая тем свойством, что, если всю массу звезды сжать до размеров этой сферы, электромагнитные колебания не смогут покинуть ее, будут как бы замкнуты под действием сил гравитации. Эта сфера получила название сферы Шварцшильда, а ее радиус — гравитационного радиуса. Он равен

Мы видим, что гравитационный радиус звезды с массой в 2М_© равен 6 км, что совсем недалеко от предельного радиуса нейтронной звезды. Как только звезда сожмется до своего гравитационного радиуса, ее связь с внешним миром прекратится: электромагнитные волны не смогут преодолеть гравитационный барьер, они будут настолько сильно искривляться в поле тяготения звезды, что будут описывать запутанные кривые, лежащие целиком внутри сферы Шварцшильда. Единственным признаком существования таких звезд будет их притяжение. Советские ученые академик Я. Б. Зельдович и доктор физико-математических наук И. Д. Новиков назвали их застывшими звездами, потому что для внешнего наблюдателя сжатие до гравитационного райиуса продолжается бесконечно долго (звезда для него как бы застывает). Но сейчас большое распространение получило несколько вольное и образное название, которое им дали за рубежом: black holes — «черные дыры». Итак, «черная дыра» — вот конец жизненного пути любой достаточно массивной звезды.

Но, перейдя в состояние «черной дыры», звезда не перестает сжиматься. До какой плотности она при этом может дойти, еще неизвестно. При очень больших плотностях уравнения общей теории относительности не могут описать дальнейший ход событий.
Какое резкое различие судеб у звезд разной массы! Самые маленькие спокойно остывают, мирно доживая свой век. Звезды с массами от 0,2 до 1,2М_©, исчерпав запасы ядерного топлива, резко сжимаются, превращаясь в белый карлик, и в этом состоянии существуют сотни миллионов и миллиарды лет. Более массивные звезды, от 1,2 до 2М_©, испытывают еще более резкое сжатие, достигая стадии нейтронной звезды. И, наконец, самые массивные буквально кончают жизнь самоубийством, проваливаясь в результате коллапса под сферу Шварцшильда и переходя в стадию «черной дыры».

Естественно, астрономы не удовлетворились чисто теоретическими выводами и предприняли ряд попыток обнаружить нейтронные звезды и «черные дыры» путем наблюдений. Быстро вращающиеся нейтронные звезды вскоре обнаружили себя сами — в 1968 г. были открыты пульсары, источники короткопериодических радиосигналов. Их период (секунды или доли секунды) равен периоду вращения звезды.

Но еще за три года до открытия пульсаров, в 1965 г., появилась очень важная работа Я. Б. Зельдовича и О. X. Гусейнова, в которой впервые было указано, что нейтронные звезды и «черные дыры» надо искать в двойных системах. Сейчас поиски этих загадочных тел приняли широкий размах. Азербайджанские астрономы О. X. Гусейнов и А. Ш. Новрузова опубликовали список 13 наиболее интересных объектов, у которых могут быть невидимые компоненты. В нем особо выделена звезда 6 Близнецов, до которой точно известно расстояние (по ее параллаксу). В Шемахинской астрофизической обсерватории ведутся наблюдения этой звезды с целью доказать, что ее невидимый спутник принадлежит к классу «черных дыр». За рубежом идут большие споры вокруг интересной звезды е Возничего, в системе которой американские астрофизики А. Камерон и Т. Стозерс тоже подозревают наличие «черной дыры». Но окончательно доказать это пока никому не удалось.

Вот мы и проследили все этапы жизненного пути звезд. Одновременно мы проследили и все этапы нелегкого пути познания этой интереснейшей проблемы астрофизики. Еще далеко не все ясно ученым. Есть еще не разрешенные вопросы, загадки. До сих пор не удалось получить от Солнца поток нейтрино, которые должны покидать его в ходе термоядерных реакций. В чем тут дело: в недостатках аппаратуры или методики или в ошибочности наших представлений об источниках солнечной энергии? Неужели последнее? Но тогда что же поддерживает энергию Солнца? Снова мы пришли к тому, с чего начали.

Будем надеяться, что наши опасения напрасны. Нейтрино могут претерпевать какие-то изменения «по дороге», вступать в непредвиденные взаимодействия, да мало ли еще что! И тогда разработанная трудами десятков ученых и нарисованная нами картина правильно отражает пути звездной эволюции.

Продолжение следует

Бронштэн В.А. Гипотезы о звездах и Вселенной