Крис Импи - Чудовища доктора Эйнштейна [litres]

Остатки звезды – крайне странное состояние материи. Мы не можем воссоздать его в лаборатории. Остается лишь теоретизировать, опираясь на законы физики, и надеяться, что наши теории достаточно основательны. Лучшие умы среди астрофизиков XX в. пытались разобраться в природе остатков звезд.

Итог эволюции звезды зависит от ее массы на момент начала жизни. Звезды рождаются в результате фрагментации и коллапса больших облаков газа, и малых звезд будет много больше, чем массивных. Все звезды, взрослея, теряют некоторую долю массы. Это сложные процессы, поэтому нельзя четко разграничить значения масс, определяющих судьбу звезды. Молодые звезды с массой меньше 8 солнечных коллапсируют в необычайно плотное состояние материи – это так называемые белые карлики. Большинство звезд менее массивны, чем Солнце, поэтому свыше 95 % звезд ждет именно такой финал. Например, на последней, ярчайшей стадии своей жизни Солнце сбросит около половины своей массы – и умрет белым карликом.

В 1783 г. английский астроном Уильям Гершель случайно открыл звезду, получившую название 40 Эридана В, но он не мог измерить ее размер и потому не понял, что она необычна. В 1910 г. астрономы снова сосредоточили свое внимание на этой тусклой звезде, входящей в двойную систему. Судя по орбите, ее масса должна быть примерно такой же, как у Солнца. Ученые знали расстояние до звезды и высчитали, что она в 10 000 раз тусклее, чем было бы Солнце на такой же дистанции. Однако она была белой – следовательно, горячее Солнца. Чтобы понять, почему это странно, представьте, что смотрите на нагревательные элементы электроплитки в темном помещении. Одна конфорка включена на слабый нагрев и светится оранжевым, как Солнце. Другая, включенная на максимум и значительно более горячая, светится белым. Белая конфорка намного ярче оранжевой. Чтобы белая конфорка казалась гораздо тусклее оранжевой, она должна быть намного меньше. По той же логике тусклая звезда в системе 40 Эридана должна быть значительно меньше Солнца. При той же массе, что и у Солнца, она должна иметь еще и значительно большую плотность [59] Закон излучения, при помощи которого можно описывать звездный свет, называется законом Стефана – Больцмана. Он описывает абсолютно черное тело, но с некоторыми оговорками его можно применять и к звездам. Закон Стефана – Больцмана гласит, что вся энергия, излученная звездой, пропорциональна произведению площади поверхности и температуры в четвертой степени. Следовательно, излучение быстро уменьшается с уменьшением размера звезды и еще быстрее – с падением ее температуры. .

Эрнст Эпик вычислил, что плотность 40 Эридана В в 25 000 раз больше солнечной, и назвал ее «невозможной» [60] E. Opik, “The Densities of Visual Binary Stars,” Astrophysical Journal 44 (1916): 292– 302. . Артур Эддингтон, популяризатор термина «белый карлик», описал поразительную реакцию на обнаружение подобного объекта: «Мы узнаем о звездах, получая и интерпретируя сообщения, которые несет нам их свет. Сообщение… когда оно было расшифровано, гласило: “Я состою из вещества, которое в 3000 раз плотнее всех известных вам веществ; тонна моего вещества была бы кусочком, помещающимся в спичечный коробок”. Что можно ответить на подобное сообщение? “Замолчи. Хватит нести чушь”, – вот что ответило большинство из нас в 1914 г.» [61] A.S. Eddington, Stars and Atoms (Oxford: Clarendon Press, 1927), 50. .

Эддингтон не страдал излишней скромностью. Услышав от коллеги: «Профессор Эддингтон, вы, должно быть, один всего лишь из трех человек в мире, понимающих теорию относительности», – он промолчал. «Не скромничайте», – стал убеждать коллега, и Эддингтон ответил: «Напротив, я пытаюсь понять, кто мог бы быть третьим» [62] Цит. по кн.: J. Waller, Einstein’s Luck (Oxford: Oxford University Press, 2002). . Хотя Эддингтон был блестящим астрофизиком и предсказал обнаружение белых карликов, он назвал их «невозможными звездами».

Типичный белый карлик имеет размер Земли, но массу Солнца. Его плотность в миллион раз выше плотности воды. Ввиду отсутствия термоядерных реакций нет энергии, соответственно, нет давления изнутри наружу, и гравитация сдавливает газ, разрушая структуру атома и образуя плазму из несвязанных ядер и электронов. Лишь тогда гравитация наконец встречает противодействие. В 1925 г. Вольфганг Паули постулировал принцип запрета, гласящий, что никакие два электрона не могут иметь совершенно одинаковый набор квантовых свойств. Следствием принципа Паули является возникновение давления, препятствующего дальнейшему коллапсу остатков звезды [63] Физическое состояние белого карлика называется вырожденным веществом. Давление вырожденного газа зависит только от плотности, но не от температуры. Вырожденное вещество сжимаемо, поэтому радиус белого карлика большой массы меньше, а его плотность выше, чем у белого карлика малой массы. Высокое содержание углерода и квазикристаллическая атомная структура белых карликов нашли отражение в песне рок-группы Pink Floyd из альбома Wish You Were Here «Shine On, You Crazy Diamond» являющейся аллюзией на эти небесные тела (а также посвящением основателю группы Сиду Барретту). . Белый карлик образуется при температуре до 100 000 кельвинов и постоянно излучает тепло в окружающее пространство, пока не израсходует его. А затем гаснет и погружается во тьму.

Субраманьян Чандрасекар, в то время 19-летний студент Кембриджа, получавший стипендию правительства Индии, вычислил, что независимо от исходной массы звезды оставшийся от нее белый карлик не может быть массивнее примерно 1,4 массы Солнца. При большей массе гравитация берет верх над квантовой механикой и звезда коллапсирует в сингулярность. Максимальная масса белого карлика называется пределом Чандрасекара [64] S. Chandrasekhar, “The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs,” Astrophysical Journal 74 (1931): 81–82. . Это были блестящие расчеты, и можно понять разочарование Чандрасекара, когда его кумир Артур Эддингтон публично высмеял идею коллапса в сингулярность. Чандрасекар был унижен – он счел, что выпад отчасти носит расистский характер. Мы привыкли считать науку областью меритократии, но ученые тоже бывают завистливыми и недальновидными. (Пионер квантовой механики Поль Дирак, столкнувшийся с похожим давлением, метко заметил, что наука развивается в ритме «одни похороны за раз».) Но Чандрасекар оказался прав и удостоился Нобелевской премии по физике за открытия в области строения и эволюции звезд.

Чандрасекар указал физикам путь к пониманию того, что происходит со звездой, коллапсирующей за пределы состояния белого карлика. Через несколько лет калифорнийские астрономы Вальтер Бааде и Фриц Цвикки почти случайно предположили, что за пределом Чандрасекара звезда может коллапсировать в чистое нейтронное вещество, но не сделали никаких вычислений в поддержку своей идеи. В 1939 г. Роберт Оппенгеймер, тяжелый в общении человек и заядлый курильщик, выполнил математические расчеты и вместе со своим магистрантом определил диапазон масс нейтронных звезд [65] J.R. Oppenheimer and G.M. Volkoff, “On Massive Neutron Cores,” Physical Review 55 (1939): 374–81. . В том же году, как мы уже знаем, он доказал, что, если остатки звезды выходят за верхнюю границу этого диапазона, составляя больше 3 масс Солнца, должна образоваться черная дыра.