Мысленный эксперимент с белым карликом

Своим существованием мы обязаны равновесию между силой тяжести и силой давления в Солнце и в Земле. В общем и целом это равновесие надежно. Если в мысленном эксперименте мы чуть-чуть сожмем Солнце, то хотя из-за увеличения плотности сила тяжести возрастет, давление внутри Солнца будет при сжатии возрастать быстрее, чем сила тяжести. Поэтому Солнце будет стремиться вернуться к своему прежнему состоянию. Аналогично, если с помощью какой-то внешней силы попытаться заставить Солнце увеличить свой объем, то сила тяжести немного уменьшится, так как при увеличении расстояния между материальными частицами они слабее притягивают друг друга. Но давление будет уменьшаться еще быстрее, чем сила тяжести, и поэтому Солнце опять будет стремиться к своему прежнему состоянию. Мы уже сказали, что на это равновесие можно положиться; ученые называют равновесие такого рода устойчивым. Не все звезды, однако, находятся в состоянии устойчивого равновесия. Белые карлики, например, находятся в равновесии, но это равновесие легко может быть нарушено.

Задолго до того, как люди постигли основные законы эволюции звезд, за много лет до того, как были поняты ядерные реакции, в результате которых водород внутри звезд превращается в гелий, и задолго до того, как были сделаны первые попытки компьютерного моделирования звезд, 24-летний индиец в Кембридже решил уравнения, описывающие образование белого карлика. Это был Субраманьян Чандрасекар, родившийся в Лахоре в 1910 г. Еще студентом он выделялся среди своих сверстников в Мадрасском университете. Тогда его доклад победил на одном из конкурсов, и в качестве приза Чандрасекар получил книгу Эддингтона о внутреннем строении звезд. Похоже, что эта книга определила его интересы на всю дальнейшую жизнь: по сей день он вносит важный вклад в различные области астрофизики. Именно он в своей теории белых карликов показал, что они не могут содержать сколь угодно большого количества вещества.[27] Поясним это с помощью одного мысленного эксперимента.

Представим себе, что мы выросли вдруг до таких гигантских размеров, что можем ставить опыты над звездами. Для нас не составляет труда взять часть массы у одной звезды и перенести на другую. Перенесемся поближе к системе Сириуса, где вокруг звезды Сириус А обращается белый карлик Сириус В. Сириус В имеет массу, близкую к солнечной, однако его радиус составляет всего 0,007 радиуса Солнца. Пусть у нас имеется большой запас вещества, из которого состоят белые карлики, и мы понемногу подбрасываем это вещество на поверхность Сириуса В, увеличивая его массу. Мы увидим, что по мере увеличения массы белого карлика его радиус уменьшается; когда его масса достигнет 1,33 солнечных, радиус уменьшится до 0,004 радиуса Солнца. Если и дальше осторожно прибавлять вещество, радиус белого карлика будет уменьшаться все быстрее и быстрее. Звезда еще держится, но с увеличением силы тяжести дело становится все хуже. При массе, равной 1,4 солнечных, гравитация, наконец, берет верх, и звезда больше не находится в равновесии. Эта критическая масса называется пределом Чандрасекара. При превышении этого предела звезда за несколько секунд обрушивается внутрь. Плотность газа, состоящего главным образом из электронов и ядер гелия, резко возрастает, и начинается уже знакомый нам процесс: электроны, входя в атомное ядро, соединяются с протонами. Образуются нейтроны, атомные ядра распадаются. Вещество, обрушивающееся к центру звезды, теперь состоит в основном из нейтронов, несущихся с огромной скоростью к центру. Только когда радиус звезды сократится примерно до 10 километров, давление нейтронного газа увеличится до такой степени, что сможет противостоять силе тяжести. Уменьшение объема прекратится, падение вещества к центру остановится. Кинетическая энергия перейдет в излучение, и тело придет в равновесие. Состоящее главным образом из нейтронов, оно представляет собой нейтронную звезду.[28]

Таков наш мысленный эксперимент. Мы искусственно добавляли вещество на белый карлик, но не следует считать такое предположение совсем уж неправдоподобным. Как известно, белые карлики образуются внутри красных гигантов. Они состоят из вещества, для которого термоядерное горение водорода, а вероятно, и гелия, позади. На поверхности же еще происходит превращение водорода в гелий. Во внешних слоях непрогоревшего вещества идет термоядерная реакция с водородом, а возможно, и с гелием, и масса белого карлика ядра красного гиганта — возрастает. Как и в нашем мысленном эксперименте, белый карлик накапливает все больше и больше вещества (рис. 11.1, б). Что же произойдет, когда его масса превысит 1,4 солнечных, предел Чандрасекара, когда начнется гравитационный коллапс: он сколлапсирует и превратится из белого карлика в нейтронную звезду?

Некоторые ученые считают, что до возникновения нейтронной звезды дело здесь не доходит, поскольку прежде, чем это случится, происходит углеродный взрыв. Об этом известно пока что очень мало. Пусть белый карлик, являющийся центральным ядром красного гиганта, состоит в основном из углерода. Полагают, что еще до начала гравитационного коллапса углерод вступает в термоядерную реакцию и взрыв разносит звезду вдребезги — нейтронная звезда не образуется. У таких сверхновых в облаке останков мы не обнаруживаем нейтронной звезды: оттуда не исходят сигналы пульсаров. И действительно, пульсары не обнаружены ни на месте Сверхновой Тихо Браге, ни на месте Сверхновой Кеплера, хотя обе туманности моложе Крабовидной. Орбитальная Эйнштейновская обсерватория обнаружила в созвездии Кассиопеи останки Сверхновой, которая триста лет оставалась незамеченной, скрытая от земных наблюдателей облаком звездной пыли. По-видимому, здесь нейтронная звезда также отсутствует. Не произошло ли здесь полного разрушения звезды в результате углеродного взрыва?

Все ли менее массивные звезды заканчивают свое существование углеродным взрывом? Сегодня это никому точно не известно. Не исключено также, что после начала термоядерной реакции углерод горит относительно спокойно, без взрыва. Тогда белый карлик в центре красного гиганта набирает массу, и, как в нашем мысленном эксперименте, коллапсирует в нейтронную звезду. Высвобождающаяся энергия, как и при «железной катастрофе», излучается в пространство, преподнося нам величественное зрелище взрыва сверхновой. Возможно, именно это произошло в случае взрыва Сверхновой 1054 года, когда возникла Крабовидная туманность. История здесь могла быть такой.

Жила-была звезда с массой, равной пяти солнечным. В своих глубинах она сжигала водород, а когда ядерное горючее кончилось, звезда превратилась в красный гигант. В центре звезды началось горение гелия, а когда гелий выгорел, образовалось углеродное ядро. Центральная часть звезды стала представлять собой углеродное ядро, окруженное гелиевой оболочкой, и плотность вещества была здесь так же велика, как в белом карлике. На поверхности гелиевой оболочки продолжалось превращение водорода в гелий, а на границе между гелием и углеродом гелий превращался в углерод. Масса этого ядра, которое представляет собой по сути белый карлик, все время возрастала, и когда она в 1054 году достигла 1,4 солнечных масс, произошел гравитационный коллапс, который не смогло предотвратить и горение углерода. При этом высвободилось огромное количество энергии, которое разметало в пространство внешнюю оболочку звезды. Сегодня мы видим ее как Крабовидную туманность. Белый же карлик меньше чем за минуту превратился в нейтронную звезду, которая до наших дней посылает радиосигналы, принимаемые нами от пульсара в Крабовидной туманности.

Какой же из трех вариантов в действительности отвечает взрывам сверхновых? «Железная катастрофа», когда образовавшееся внутри звезды железное ядро обрушивается под действием гравитационных сил? Белый карлик, который, как раковая опухоль, пожирает вещество звезды, пока масса его не достигнет критического значения, при котором происходит коллапс? Или же углеродный взрыв, разносящий звезду вдребезги еще до того, как белый карлик успеет превратиться в нейтронную звезду?

В других галактиках наблюдается два типа сверхновых.

Они различаются интенсивностью световой вспышки. Вероятно, взрыв сверхновой может отвечать любому из перечисленных выше механизмов. У массивных звезд образуется железное ядро, звезды с массой от 10 до 1,4 солнечной погибают после образования в их центре белых карликов-то ли в результате углеродного взрыва, то ли из-за возникновения нейтронной звезды.

Только звезды с массой меньше 1,4 солнечной, а также те, которые вовремя успевают избавиться от лишней массы путем образования планетарных туманностей или за счет звездного ветра, тихо заканчивают свое существование. Они превращаются в белые карлики, в которых уже не происходит никаких ядерных реакций и которые находятся в устойчивом равновесии.