Айзък Азимов
Гравитационната гибел на вселената (23) (Колапсиращата вселена или историята на черните дупки)

Отвъд белите джуджета

Открити са отделни звезди с маса от 50 до 70 пъти по-голяма от масата на нашето Слънце. Развитието на такива звезди е съпроводено с взрив, нямащ равен на себе си. Нещо повече, при този взрив трябва да се изхвърлят в пространството 97-98% от веществото и масата, която остава, е само 1,4 пъти по-голяма от слънчевата — тази маса колапсира до бяло джудже.

Естествено този процес е възможен, но какво би станало, ако той не се реализира? Астрономите знаят, че при взрива на свръхновите се изхвърля значително количество вещество, но доколкото на тях им е известно, от никъде не следва, че свръхновата трябва да изхвърли достатъчно маса, за да остане колапсиралото тяло под границата на Чандрасекар. Какво би станало, ако след експлозията останалата част от звездата има маса, два пъти по-голяма от тази на Слънцето, и как тази маса колапсира? Ще се образува електронен флуид, който ще се свива, докато не се смачка. Гравитационният натиск ще стане толкова голям, че електронният флуид, свит до краен предел, няма да може да го издържи.

Електроните ще достигнат такава плътност, при която не могат вече да съществуват. В електронния флуид протоните и неутроните се движат свободно. А сега при тази по-висока плътност електроните ще се съединят с протоните и ще образуват нови неутрони. Във всяко парче материя, било то прахов фрагмент или звезда, електроните и протоните са в почти равно количество и поради това в резултат на обединяването им колапсиралата звезда ще се състои предимно от неутрони.

При гравитационния колапс тези неутрони се приближават достатъчно близко един до друг и достигат състояние на постоянен контакт помежду си. Тогава и едва тогава колапсът спира. Ядрената сила, която управлява взаимодействието между масивните частици, задържа неутроните на определено разстояние един от друг. Електромагнитната сила вече не може да уравновесява гравитационната, както е при планетите, обикновените звезди и дори при белите джуджета. Сега гравитационната сила се уравновесява от ядрената, а тя е много по-голяма от електромагнитната.

Звезда, която се състои от допрени един до друг неутрони, се нарича неутронна звезда. Тя е образувана от неутронен флуид, който понякога се нарича и неутрониум. Може да се каже, че атомното ядро е изградено от неутрониум и обратно — неутронната звезда представлява гигантско атомно ядро. Неутрониумът има невероятна плътност, достигаща около 1 000 000 000 000 000 g/cm³ — това е 10¹⁵ пъти повече от плътността на обикновената материя.

Ако едно кълбо, което се състои от обикновено вещество, се превърне в кълбо от неутрониум, неговият диаметър ще намалее 100 000 пъти, без да има загуба на маса. И ако Земята, която има диаметър 12 740 km, изведнъж се превърне в неутрониум, тя ще се свие до кълбо с диаметър само 0,127 km. Това кълбо е само 1,5 пъти по-голямо от размерите на обикновен градски жилищен блок, но при все това би побрало в себе си масата на цялата Земя.

Ако Слънцето, което има диаметър 1 400 000 km, също се превърне в неутрониум, то ще представлява кълбо с напречно сечение само 14 km. Това кълбо ще има обема на малък астероид, а масата му ще бъде равна на масата на цялото Слънце.

Както ще видим по-нататък, не е безопасно да си представим неутронни звезди, които да са много по-масивни от Слънцето. Само за яснота нека предположим, че най-масивната известна досега звезда се превръща по някакъв начин в неутрониум без каквато и да е загуба на маса. Това ще бъде кълбо с диаметър само 50 или 60 km.

Бихме могли да си представим дори космическото яйце като гигантско кълбо от неутрониум, което съдържа цялата маса на Вселената — така да се каже една „неутронна Вселена“. То ще има диаметър 300 000 000 km. Ако такова космическо яйце се постави на мястото на нашето Слънце, то ще се простре само до астероидния пояс, независимо че съдържа масата на 100 000 000 000 звезди от нашата галактика плюс масата всички звезди от 100 000 000 000 други галактики.

Не трябва да се мисли, че само звезди с маси над границата на Чандрасекар могат да образуват неутронни звезди. Когато една свръхнова се взривява, колапсът на тази част от звездата, която не е изхвърлена, е толкова внезапен, че тя пада върху електронния флуид с огромна скорост. Не толкова самата маса, колкото бързото падане разкъсва бариерата на електронния флуид. Този процес е необратим. Веднъж смачкан, електронният флуид не може да се самовъзстанови. Като резултат е възможно да се образува неутронна звезда с маса една пета от тази на нашето Слънце и с диаметър само 8,2 km.

Възможността силата на колапса на свръхновата да смачка електронния флуид дори когато колапсиращата маса е под границата на Чандрасекар, означава, че свръхновите могат да образуват неутронни звезди. Само звезди с недостатъчни маси, за да се получи взрив на свръхнова, достигат до стадия на разширяване с развитие на планетарна мъглявина и могат да образуват бели джуджета.

През 1934 г. американският астроном от швейцарски произход Фриц Цвики (1898–1974) и американският астроном от немски произход Валтер Бааде (1893–1960) първи изказаха идеята за възможността да съществуват неутронни звезди. Няколко години след това американският физик Дж. Роберт Опенхаймър (1901–1967) и неговият ученик Джордж М. Волков създадоха подробна теория по този въпрос.

След това избухна Втората световна война, която изцяло пренасочи вниманието на учените. Опенхаймър например оглави група, която създаде атомната бомба.

Дори и без войната интересът към неутронните звезди сред астрономите не беше голям. В края на краищата въпросът се смяташе за чисто теоретичен. Един астроном може да изчисли точно какво ще стане при взрива на свръхновата. Той може да определи какъв е механизмът на изхвърляне на веществото. Той може да пресметне каква е скоростта на колапса, в каква точка се разрушава електронният флуид и как се образува неутрониум. Но всичко това все пак си остава само на книга.

Как може да се докаже правилността на теорията и съществуването на неутронните звезди? Разумно ли е да се предположи, че обект с диаметър от 8 до 15 km, отдалечен от нас на много светлинни години, може да се наблюдава?

Дори ако неутронната звезда има яркостта на най-ярките звезди, поради много малката си повърхност тя би излъчвала едва забележимо. Дори ако най-големият и най-добър телескоп бъде насочен към нея, то ние ще я видим в най-добрия случай като много слаба звезда. Как можем да докажем, че именно това е търсената неутронна звезда, а не някоя друга обикновена звезда, която просто изглежда слаба, защото е много далече?

Как да постъпим тогава?

Безсмислено е било астрономите да се безпокоят по този въпрос, докато единственият начин, чрез който те са изучавали небето, е бил да се наблюдава излъчваната от небесните обекти светлина. Но с течение на времето астрономите разширили представите си за космичното излъчване и проблемът за откриването на неутронните звезди в крайна сметка стана възможен за разрешаване.