Марк Перельман - Наблюдения и озарения или Как физики выявляют законы природы

Теория Гамова предсказывала, что если Большой взрыв действительно имел место, то возникающее при этом электромагнитное излучение должно при расширении Вселенной постепенно остывать вследствие эффекта Доплера и иметь к настоящему времени во всей Вселенной так называемый тепловой (планковский) спектр, соответствующий температуре примерно в 3 градуса Кельвина, т. е. именно такой спектр, какой сейчас обнаружили. Так было найдено второе, наряду с хаббловским сдвигом, подтверждение Большого взрыва, а Вильсон и Пензиас были удостоены Нобелевской премии 1978 г.

Мы уже говорили о том, что, согласно Г. Бете, светимость Солнца вызвана постепенным превращением водорода в гелий, который происходит при самой низкой для звезд температуре — порядка 10 млн градусов (температура поверхности Солнца около 6 400 градусов). Равновесие звезды поддерживается тем, что силам гравитационного сжатия противостоит давление излучения, образующегося в ходе термоядерных реакций. Но на этом водородном цикле процессы нуклеосинтеза (образования ядер, в том числе тяжелых) не заканчиваются.

Когда мощность излучения уменьшается за счет выгорания водорода, звезда начинает гравитационно сжиматься, а вследствие этого ее температура растет и доходит до порога открытия каналов следующих циклов Бете — углеродного и т. д. Таким образом, звезды являются саморегулирующимися системами, и можно сказать, что звезды — это большие фабрики Вселенной. Они постепенно трансформируют первоначальное сырье (водород) в другие элементы, в том числе тяжелые, из которых в значительной степени состоит Земля и другие планеты нашей системы. Юпитер и Сатурн, во всяком случае, являются гигантскими газовыми шарами (иногда даже полагают, что они — небольшие звезды, захваченные Солнцем). Считается, что в процессе старения звезды обогащаются тяжелыми элементами, а затем, взрываясь, обогащают ими межзвездные газовые облака, из которых формируются звезды следующих поколений — их состав определяется спектроскопически — и планеты [63] Спектры облаков, в которых начинают формироваться планеты, отличаются огромным избытком инфракрасного излучения. Как показал автор, этот избыток можно сопоставить со скрытой теплотой конденсации газа в пылинки и протопланетные образования. .

Звезды можно разделить на три больших класса: нормальные звезды, белые карлики, нейтронные звезды. Рассмотрим их структуры чуть подробнее.

Как мы говорили, нормальная звезда находится в равновесии, если давление излучения в ней уравновешивает силы гравитационного сжатия [64] Теория устойчивости нормальных звезд была разработана астрономом и физиком Карлом Шварцшильдом (1873–1916, умер после ранения на фронте). Он дал первое решение уравнений ОТО Эйнштейна и нашел решение для гравитационного (шварцшильдского) радиуса звезды, при котором напряженность гравитационного поля такова, что излучение из него не может выйти — для этого скорость должна быть больше скорости света. Такое образование называется черной дырой, ее радиус, если бы его можно было измерить, составил бы около 30 км для массы, в десять раз большей, чем масса Солнца. . Кроме того, должна быть обеспечена возможность выхода наружу энергии ядерных реакций, идущих внутри звезд, в виде потоков фотонов и нейтрино. Если же выход энергии наружу недостаточно быстр, то происходит взрыв звезды, сопровождаемый расширением ее верхних оболочек, их сбрасыванием.

Все это является достаточно очевидным с позиций физики, но нужно определить, каким звездам и когда, на каком этапе развития грозит опасность подобной катастрофы.

С самого начала ясно, что чем больше масса звезды, тем вероятнее ее взрыв, а убедиться в этом позволяет просто теория размерностей — та самая, исходя из которой еще Леонардо да Винчи утверждал, что слишком большие животные существовать на Земле не могут. И действительно, если радиус звезды увеличится в два раза (принимаем, что плотность вещества в ней не меняется), то объем ее, а значит, и скорость накопления энергии ядерного синтеза, возрастет в восемь раз. Но ведь поверхность звезды, через которую эта энергия должна удаляться, возрастает только в четыре раза (сравниваем зависимости объема и поверхности шара от радиуса), а она не всегда может пропустить через себя такое количество энергии. Таким образом, может наступить перегрев звезды — вот и причина ее раннего взрыва. (Еще раз подчеркнем, что рассуждения такого типа, размерные прикидки служат обязательным начальным импульсом для последующих более утонченных и несравнимо более трудоемких расчетов.)

Отсюда было показано, что звезда с массой Солнца может существовать порядка 30 миллиардов лет, а звезда с массой в 50 раз большей может взорваться всего через 3 миллиона лет. Этот срок много меньше возраста Галактики (около 15 миллиардов лет), а так как яркие гигантские звезды в ней существуют, то, стало быть, их формирование продолжается и сейчас. И притом яркие синие, т. е. более горячие, звезды в нашей Галактике и во внешних галактиках всегда находятся вблизи гигантских облаков газа и пыли, откуда, видимо, и черпают материал своей массы. (Плотность тяжелых элементов в составе Земли указывает как будто на то, что это вещество дважды было переработано во взрывах сверхновых звезд.)

В белый карлик, после сброса оболочки, может обратиться звезда, масса которой составляла не более 1,4 от массы Солнца (чандрасекаровский предел [65] Субрахманьян Чандрасекар (1910–1995, Нобелевская премия 1983 г.), астрофизик и математик, племянник Ч. В. Рамана, лауреата Нобелевской премии по физике 1930 г. Вместе с ним премию получил Уильям А. Фоулер (1911–1995) за теорию происхождения всех элементов, вплоть до тяжелых, в ходе эволюции звезд. , примерно тогда же аналогичный результат получил и Л. Д. Ландау). Это очень плотные образования, их радиус порядка 1 % от радиуса Солнца, а плотность до тысячи кг на куб. см. Давление в них, которое противостоит силам гравитационного сжатия, обусловлено принципом Паули: вспомним, что никакие два фермиона, в частности два электрона, не могут иметь одинаковые квантовые числа, поэтому в такой звезде спектр энергий частиц должен быть велик, и их соответствующие импульсы не позволяют ей продолжать сжатие.

Если же масса звезды выше чандрасекаровского предела, то наступает гравитационный коллапс (от латинского «коллапсус» — ослабевший, одряхлевший), ее дальнейшее сжатие. Для звезд с массой не больше 2–3 масс Солнца оно заканчивается на стадии нейтронной звезды, более массивные звезды преобразуются в релятивистские черные дыры.

Нейтронную звезду можно представить себе как одно гигантское атомное ядро: большинство протонов при его образовании превращается в нейтроны, испуская при этом нейтрино и позитроны, аннигилирующие с электронами, которые были в среде (впервые предположение о возможности существования таких объектов выдвинул в 1932 г. Л. Д. Ландау). Поэтому плотность вещества в них достигает 10 14г/см 3(до млрд тонн на куб. см), температура в центре в начале процесса 10 11градусов, а интенсивность всплеска излучения такова, что за 10-100 с она падает в сто раз. У нейтронных звезд должны существовать твердые нейтронные кора и ядро, между которыми находится жидкая — из нейтронов! — оболочка и тому подобные чудеса.