Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Вещество белых карликов и нейтронных звезд, обсуждаемых в этой главе, находится при очень высокой плотности. Поэтому для их описания необходимо применять квантовую механику. Оба типа объектов рождаются горячими, поэтому в течение некоторого времени их можно видеть благодаря тепловому излучению поверхности. Нейтронные звезды, обладая мощными магнитными полями, а часто и быстрым вращением, наблюдаются также как радиопульсары, магнитары и другие типы источников.

Белые карлики – это компактные объекты, являющиеся финальным продуктом эволюции маломассивных звезд с начальными массами менее 8–10 солнечных. При типичном радиусе от 5000 до 10 000 км белые карлики обладают типичными массами от 0,5 до 1 массы Солнца (при этом более тяжелые имеют меньший радиус). Это соответствует плотности вещества около тонны на кубический сантиметр. Столь высокая плотность делает их весьма необычными объектами, для описания которых необходима квантовая механика.

При эволюции ядра звезды типа Солнца образуется белый карлик – объект, устойчивый благодаря квантовому эффекту – запрету Паули.

Трудно сказать, кто и когда открыл первый белый карлик и какой объект был идентифицирован первым. В 1844 г. Фридрих Бессель показал, что у Сириуса – ярчайшей звезды ночного неба – есть невидимый компаньон достаточно большой массы (Сириус B). Увидеть его смог в 1862 г. Алван Кларк (Alvan Clark), но лишь в 1915 г. стало ясно, что это именно белый карлик, который до сих пор остается самым близким из всех известных астрономам (до него менее 9 световых лет). История другого кандидата, белого карлика в тройной системе 40 Эридана, начинается в 1783 г., когда Уильям Гершель обнаружил, что у звезды 40 Эридана есть спутник. Теперь нам известно, что этот спутник является парой из белого и красного карлика. Именно для 40 Эридана В впервые в 1910 г. был получен достаточно хороший спектр, чтобы определить его температуру и радиус. Существует и третий кандидат – звезда Ван Маанена (Van Maanen star). Это первый обнаруженный и до сих пор самый близкий известный одиночный белый карлик, находящийся на расстоянии 14 световых лет от нас. Как белый карлик его идентифицировал Виллем Лейтен (Willem Luyten) в 1923 г., который, собственно, и ввел само название подобных объектов.

Фридрих Бессель в 1844 г. обнаружил невидимый спутник Сириуса, оказавшийся белым карликом.

Итак, астрономические наблюдения показали, что у звезд есть спутники, обладающие массой, как у звезд, радиусом, как у планет, и высокой температурой (отсюда и белый цвет, давший название этому типу объектов). Но оказалось, что даже в начале XX в. физика была не в состоянии объяснить природу этих объектов.

Простые расчеты показывают, что расстояния между атомами в белых карликах меньше, чем размер орбиты электрона в атоме. Это означает, что все атомы ионизованы. Такой способ «отрыва» электронов называется ионизацией давлением. Если рассчитать расстояние между электронами, оно окажется меньше длины волны де Бройля для этих частиц.

Чтобы описать устройство белых карликов, понадобилось дождаться создания квантовой механики. Недра белых карликов находятся в состоянии так называемого вырожденного газа. Его главной особенностью является то, что давление в основном определяется не температурой вещества, а его плотностью. В обычном газе для определения давления важно, с какой скоростью движутся частицы. А здесь плотность настолько велика, что скорость движения (т. е. температура) уже не так важна. Вещество сопротивляется сжатию из-за квантово-механических причин – из-за принципа (запрета) Паули.

Ральф Фаулер в 1926 г. построил первую теорию белых карликов.

Электроны являются фермионами (частицами с полуцелым спином), и их поведение описывается статистикой Ферми – Дирака. Согласно принципу Паули, два фермиона не могут одновременно находиться в одном и том же квантовом состоянии (другими словами, такие частицы с одинаковыми параметрами не могут одновременно находиться внутри некоторого очень малого объема пространства). Это свойство, по сути, является основой химии. А в белых карликах оно приводит к тому, что их вещество сопротивляется сжатию, когда электроны пытаются упаковаться еще плотнее.

У белых карликов существует предельная масса. Слишком тяжелые карлики взрываются (сверхновая типа Ia) или коллапсируют, превращаясь в нейтронные звезды.

Теория белых карликов была разработана в конце 1920-х – начале 1930-х гг. Первая важная работа принадлежит Ральфу Фаулеру (Ralph Fowler), показавшему, что белые карлики устойчивы благодаря давлению вырожденного газа электронов. Затем последовал ряд работ Эдмунда Стонера (Edmund Stoner), Вильгельма Андерсона (Wilhelm Anderson), Якова Френкеля, Субраманьяна Чандрасекара (Subrahmanyan Chandrasekhar) и Льва Ландау. В 1930-е гг. были сформулированы все основные положения теории белых карликов. В частности, было показано, что существует верхний предел для массы этих объектов (сейчас он называется пределом Чандрасекара).

Самые тяжелые из известных в настоящее время белых карликов имеют массы около 1,3 солнечных, самые легкие – около 0,2. Интересно, что легкие карлики должны возникать из легких звезд, но при массе менее примерно 0,8 солнечной светило не успеет закончить свою жизнь, даже если оно возникло почти сразу после Большого взрыва. Так что самые легкие белые карлики возникли в двойных системах в результате процесса обмена веществом, а не из одиночных звезд.

Белый карлик с массой больше чандрасекаровской (примерно 1,4 массы Солнца) теряет устойчивость и коллапсирует в нейтронную звезду. Однако чаще всего углеродно-кислородные белые карлики чуть раньше (при немного меньшей массе) становятся неустойчивыми относительно начала в них термоядерной реакции горения углерода, приводящей к взрыву – сверхновой типа Ia.

Субраманьян Чандрасекар в 1931 г. обосновал существование верхнего предела масс белых карликов. Этот же результат независимо от него был получен Эдмундом Стонером, Вильгельмом Андерсоном и Львом Ландау.

Будучи продуктами эволюции многочисленных маломассивных звезд, белые карлики и сами являются весьма многочисленными, их число составляет более нескольких процентов от всех звезд Галактики, т. е. десятки миллиардов. Известны десятки тысяч белых карликов, в подавляющем большинстве – в нашей Галактике. Обнаруживать старые одиночные объекты этого типа непросто – они успевают остыть до температур в несколько тысяч градусов, что при небольшом радиусе делает их очень слабыми источниками. Поэтому они видны в основном в солнечной окрестности на расстояниях менее 1000 световых лет. Вещество внутри остывших белых карликов может перейти в новое состояние – кристаллизоваться.