Алексей Левин - Белые карлики. Будущее Вселенной

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 10 9г/см 3–10 10г/см 3. 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 10 6г/см 3–10 7г/см 3. 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 10 14г/см 3–10 15г/см 3. 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.

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] Observatory (1935), 58: 37. , 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] Chandrasekhar, S. An Introduction to the Study of Stellar Structure , University of Chicago, Chicago, 1939. , 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 XX 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] Френкель Я. И. Собрание избранных трудов. Т 2. — М.-Л: Изд-во АН СССР, 1958. С. 109. . 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.