Алексей Левин - Белые карлики. Будущее Вселенной

Звезды в сотни солнечных масс отличались исключительной яркостью и огромными размерами. Их поверхность была разогрета до 100 000 K (атмосфера нашего Солнца в 17 раз холоднее). Типичный радиус такой звезды составлял 4–6 млн км против 700 000 у Солнца, а светимость превосходила солнечную в миллионы раз. Их существование было очень кратким, 2–3 млн лет максимум, и завершали они его по-разному. Звезды, которые появились на свет с массой в 140–260 солнечных, в конце жизни (во всяком случае, так утверждает теория) сгорали без остатка в сверхмощных термоядерных взрывах и высвобождали энергию порядка 10 53эрг. Светила больших и меньших масс коллапсировали в черные дыры — со взрывами или без оных. Звезды населения III не оставили после себя нейтронных звезд — это удел светил с намного меньшей массой, чье время тогда еще не пришло. По этой же причине они не смогли дать начало и белым карликам.

Интересно, что совсем новенькие суперсветила известны астрономам. Например, звезда R136a1, открытая в 2010 г. Она отстоит от Земли на какие-то 160 000 световых лет. Сейчас в ней 265 солнечных масс, хотя после рождения она тянула на все 320. Звезде около 1 млн лет, но она выбрасывает вещество в пространство так сильно, что похудела за это время на целых 17 %!

Поскольку первые звезды появлялись на свет с массой такого же порядка, можно предположить, что и они с такой же скоростью теряли материю. Однако с выводами торопиться не стоит. Генерация звездного ветра происходит при существенном участии элементов тяжелее гелия, а первые звезды ими не располагали, поэтому вопрос остается открытым.

Совсем недавно появились сомнения в правомерности модели изолированного возникновения первых звезд. В феврале 2011 г. астрофизики из ФРГ и США опубликовали в журнале Science результаты компьютерного моделирования динамики аккреционных дисков, положивших начало этим звездам. Выяснилось, что такие диски, по всей видимости, распадались на фрагменты, и первые звезды появлялись на свет не поодиночке, а парами, тройками и более крупными группами.

На этой стадии вполне закономерен вопрос: не случалось ли, что отдельные «эмбрионы» звезд под действием тяготения соседей вылетали за границы диска еще до того, как набрали огромную массу? В таком случае среди звезд населения III могли оказаться довольно легкие светила, способные протянуть миллиарды лет и дожить до нашего времени. Однако все не так просто. Дело в том, что пока удалось проследить лишь начальный этап эволюции аккреционного диска на протяжении нескольких сотен лет. Этого недостаточно для оценки звездных масс, поскольку процесс формирования звезды занимает не меньше 100 000 лет. Скорее всего, первые звезды (даже появившиеся на свет целой группой) все-таки вырастали не меньше чем до нескольких десятков солнечных масс, как и полагали ранее. Поэтому гипотетическое появление в ту далекую эпоху светил с умеренной массой — лишь логическая возможность, еще не подтвержденная конкретными вычислениями.

Первые звезды навсегда изменили состав межгалактической среды. Они практически уничтожили молекулярный водород, стопроцентно ионизировали водород атомарный и запустили синтез элементов тяжелее гелия и лития, которые до того в природе не существовали. Звездное население той далекой эпохи погибло в ранней юности, но оставило после себя обновленный космос, где возникли условия формирования крупных галактик и звезд умеренной массы, обладающих планетными системами. Одна из них красуется на нашем небосводе. По этой же причине оказалось возможным появление белых карликов, которое началось (и продолжается до сих пор) вскоре после образования звезд с массами не больше 10–11 солнечных.

Белые карлики, безусловно, следует отнести к долгожителям космоса. Остается разобраться, что им сулит будущее.

Для начала следует вернуться к истории. В 1854 г. 33-летний профессор Кёнигсбергского университета Герман Гельмгольц опубликовал статью «О сохранении природных сил», содержащую один из наиболее пессимистических прогнозов за всю историю науки. Он исходил из внешне простого постулата, сформулированного четырьмя годами ранее Рудольфом Клаузиусом: тепло само по себе никогда не переходит от холодного тела к нагретому (исторически это была первая формулировка второго закона термодинамики). Гельмгольц пришел к выводу, что температуры различных участков космического пространства со временем выровняются, а все макроскопические процессы навеки прекратятся. Это мрачное предсказание называют гипотезой тепловой смерти Вселенной.

В 1854 г. Гельмгольц еще не был признанным классиком естествознания и не успел получить дворянства за научные заслуги. Однако его считали восходящей звездой немецкой науки, поэтому прогноз восприняли вполне серьезно. Позже к аналогичному заключению пришел и Клаузиус, который доказал, что любая конечная система, не обменивающаяся энергией с прочими системами, становится все более однородной, неупорядоченной, бесструктурной. Степень этой беспорядочности характеризуется особой величиной — энтропией, которую ввел в физику тот же Клаузиус. С ее помощью он заново сформулировал второе начало термодинамики: энтропия любой замкнутой системы должна возрастать или в крайнем случае оставаться неизменной. А поскольку Вселенная как целое по определению замкнута (ей обмениваться энергией просто не с чем и не с кем), ее энтропия обязана стремиться к максимуму. Этот максимум получил название тепловой смерти.

Гипотезу Гельмгольца — Клаузиуса много раз опровергали, подтверждали и опять опровергали. Сегодня это сделать нетрудно. Почти все космологи согласны, что наше мироздание возникло как результат Большого взрыва сверхмикроскопического (диаметром не более 10 –33см) пузырька первичной квантовой «пены», о природе которой мало что известно. Поначалу размер Вселенной удваивался примерно каждые 10 –34с. (эта стадия называется инфляционной), но после пары сотен таких «тик-таков» он стал увеличиваться много медленней. После акта рождения (или творения, если кому-то так больше нравится) прошло около 13,8 млрд лет, и все это время Вселенная непрерывно увеличивалась. Сначала материя отличалась высокой степенью однородности, затем под действием гравитации стала стягиваться в упорядоченные космические структуры (звезды, галактики, скопления галактик, планеты и т. п.). Хотя эти процессы шли (и идут) с нарастающей энтропией, они увеличивают макроскопическую неоднородность Вселенной. Как бы ни расширялась Вселенная, она никогда не сможет достигнуть термодинамически равновесного состояния с одинаковой температурой. Поэтому классическая модель тепловой смерти явно выглядит ошибочной.