Барри Паркер - Мечта Эйнштейна. В поисках единой теории строения

Тем временем глубоко в центре нашей звезды будет продолжать накапливаться гелий и постоянно растущее давление вызовет небывалый рост температуры. Когда она достигнет 100 миллионов градусов, загорится гелий. Плотность его к тому моменту возрастёт настолько, что возгорание в центре станет подобно взрыву детонатора. Ядро будет не в состоянии расшириться настолько, чтобы скомпенсировать давление, вызванное начавшейся реакцией, и неуправляемая реакция охватит всё ядро. Последует колоссальный взрыв, который разнесёт ядро на кусочки и с такой силой ударит по внешнему слою, где горит водород, что полностью сметёт его. Ядерная печь погаснет.

Планетарная туманность «Кольцо» в созвездии Лиры

Может показаться, что такой взрыв, называемый гелиевой вспышкой, должен будет полностью разорвать Солнце, но оно к этому моменту станет уже так велико, что на поверхности влияние взрыва скажется не сразу. Оно начнёт проявляться только через некоторое время. Поскольку ядерной печи больше нет, нет и излучения, следовательно, внешняя оболочка Солнца начнёт остывать. Это остывание будет продолжаться миллионы лет, а тем временем разбросанный гелий снова станет скапливаться в том же месте, откуда разлетелся. Когда весь гелий снова соберётся, в центре его начнётся спокойное горение; в окружающей водородной оболочке также вновь пойдёт реакция. Эта реакция будет неторопливо продолжаться на протяжении нескольких миллионов лет, что гораздо меньше первоначального периода выгорания водорода.

По мере горения центральной части её температура будет расти, в результате чего самые удалённые слои продолжат расширение и охлаждение. Наконец они остынут настолько, что электроны и ядра станут соединяться, вновь образуя атомы. При этом начнут испускаться фотоны (частицы, переносящие излучение), что будет сопровождаться выделением значительного количества тепла. Вскоре после этого процесс «пойдёт вовсю» и наружная оболочка Солнца целиком улетит в пространство.

Сейчас в телескоп можно увидеть много звёзд, которые находятся на этой стадии. Их называют планетарными туманностями. Сброшенная Солнцем оболочка пронесётся мимо Земли и далёких газовых планет-гигантов, постепенно расссеиваясь в пространстве. Из-за потери внешних холодных слоев температура поверхности Солнца резко возрастёт – от нескольких тысяч она подскочит примерно до 50 тысяч градусов.

В ядре будет продолжаться горение гелия, и подобно водороду он также будет оставлять «золу» – углерод и кислород. Они тяжелее гелия, поэтому станут падать к центру. Вскоре гелий будет уже гореть в окружающей их оболочке. Углерод и кислород начинают гореть при температуре 3 миллиарда градусов, но центр Солнца настолько не разогреется.

Солнце будет сжигать водород и гелий, но его массы не хватит на то, чтобы сжечь ещё что-нибудь. Что же с ним в конце концов станет? Оно умрёт, как и все звёзды, но его конец будет продолжительным и спокойным. Когда-нибудь ядерная печь погаснет, и Солнце начнёт медленно сжиматься. Через несколько миллионов лет его плотность станет очень большой, порядка нескольких тонн на кубический сантиметр. Солнце превратится в белый карлик.

Первый белый карлик был открыт в начале 40-х годов XIX века Фридрихом Бесселем. Изучая в течение многих лет движение Сириуса, он заметил, что его путь, вопреки ожиданиям, не является прямолинейным, а испытывает небольшие возмущения. Бессель решил, что рядом с Сириусом находится какая-то невидимая звезда. В 1862 году недалеко от Сириуса изготовитель телескопов американец Алвин Кларк разглядел еле заметную светящуюся точку, которую теперь называют Сириус B. Более яркая звезда называется Сириус A. Астрономов очень занимала маленькая звезда, их интересовало, не умирающее ли это светило. Каково же было их изумление, когда в 1915 году сотруднику обсерватории Маунт-Вилсон Уолтеру Адамсону удалось пропустить свет Сириуса B через спектроскоп и определить температуру поверхности звезды – она оказалась равной 8 тысячам градусов.

Откуда же у столь малого объекта могла быть такая большая температура? При такой горячей поверхности звезда вряд ли была умирающей, кроме того, по размеру она оказалась гораздо меньше, чем ожидалось. Простой расчёт показывал, что площадь её поверхности в 2800 раз меньше, чем у Сириуса A; следовательно, плотность должна была быть поразительно велика – около 1 т/см 3.

Странный объект, не правда ли? Такой маленький и такой массивный. Чем объясняются его свойства? Ответ был найден только в 1927 году, когда сотрудник Кембриджского университета Ральф Фаулер использовал для решения задачи квантовую теорию. Он понял, что при столь высокой температуре, которую показал спектральный анализ, электроны в атомах должны отрываться от ядер, т.е. в недрах звезды находится море электронов, в котором плавают крошечные ядра. Дело в том, что ядра и электроны, существующие в виде атомов, занимают гораздо больше места, чем они же в виде отдельных частиц. Как в это ни трудно поверить, в основном атомы состоят из пустоты.

«Но и моё тело состоит из атомов, – скажете вы, – что же и я, значит, пустое пространство? А как же тогда мы чувствуем руку, если она – в основном пустота?» Действительно, рука на ощупь довольно плотная, но это связано с тем, что вращающиеся вокруг ядра электроны создают барьер, который мы и ощущаем. Однако при ближайшем рассмотрении оказывается, что за электронным барьером почти ничего нет – ядро занимает лишь около одной триллионной внутриатомного объёма. Отсюда следует, что если оторвать электроны от ядер, то при достаточно высоком давлении они будут занимать гораздо меньший объём. Звезда величиной с Солнце при этом могла бы сжаться до размеров Земли.

Но что-то ведь сдерживает это чудовищное давление? Видимо, должна быть какая-то направленная вовне сила, противодействующая колоссальному гравитационному сжатию. В соответствии с известным принципом, предложенным Вольфгангом Паули в 1925 году, каждый электрон занимает определённый объём, причём никаким давлением этот объём уменьшить невозможно. Когда белый карлик достигает такого состояния, при котором все электроны сжаты до своего минимального объёма, дальнейшее сжатие прекращается, ему препятствует давление электронов.

Однако прошли годы, прежде чем на многие вопросы, связанные с белыми карликами, удалось найти ответы. Вот один из таких вопросов: все ли звёзды в конце концов становятся белыми карликами, а если нет, то что с ними случается? Молодой индиец Субраманьян Чандрасекар заинтересовался этими вопросами вскоре после того, как в средней школе индийского города Мадраса, где он учился, в 1928 году побывал немецкий физик Арнольд Зоммерфельд. После окончания школы Чандрасекар решил поехать в Кембридж, чтобы работать вместе с Фаулером. Как и Фаулер, он воспользовался квантовой теорией и, кроме того, догадался, что при столь высоких температурах, которые развиваются внутри белых карликов, частицы приобретают огромные скорости, из-за чего приходится использовать специальную теорию относительности.