Барри Паркер - Мечта Эйнштейна. В поисках единой теории строения
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/см3.
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.
Субраманьян Чандрасекар (1910-1995)
Следуя Фаулеру, он показал, что давление электронов остановит сжатие звезды с массой, примерно равной солнечной. Затем в течение миллиардов лет она будет находиться в устойчивом состоянии, медленно излучая в пространство оставшуюся энергию и постепенно остывая. Но вот для более массивных звёзд Чандрасекар обнаружил нечто странное: давления электронов недостаточно, чтобы остановить сжатие. При массе звезды около 1,4 масс Солнца электроны уже не в состоянии противодействовать сжатию. Теперь мы называем это значение критической массой.
По приезде в Англию Чандрасекар обсудил свои результаты с Фаулером и другим хорошо известным астрономом Е. А. Милном. Оба они отнеслись к понятию критической массы весьма скептически, ведь по сути дела Чандрасекар показал, что в массивных звёздах электронный «газ» никогда не сжимается до своего минимального объёма, иными словами, это означало, что он никогда не становится «вырожденным», а значит, не может удерживать звезду от сжатия. Получалось, что однажды начавшееся сжатие будет продолжаться бесконечно.
Чандрасекар продолжал работать над этой проблемой и в 1933 году закончил свою диссертацию. Он был избран членом Тринити-колледжа и оставался в Кембридже на протяжении ряда лет. В это время он познакомился с Эддингтоном, который живо заинтересовался его работой и справлялся о ней чуть ли не каждый день. Чандрасекар относился к Эддингтону с большим уважением, ведь тот был одним из титанов астрономии. Новаторская работа по внутренней структуре звёзд принесла Эддингтону мировую известность.
Чандрасекар понимал, что проще всего убедить коллег в правильности представления о критической массе, создав детальную теорию. Свой монументальный труд он закончил в 1934 году и тогда же направил в Королевское астрономическое общество два кратких сообщения. В январе 1935 года он получил приглашение выступить в обществе с докладом.
Чандрасекар чувствовал себя весьма уверенно и был убеждён, что его работа будет оценена по достоинству. Каково же было его удивление, когда после доклада Эддингтон, прекрасно знакомый с его работой, попросил слова и начал с определения и описания двух типов вырождения – обычного и релятивистского (вырождения релятивистских электронов). Потом он сказал: «Не знаю, выйду ли отсюда живым, но суть моего выступления в том, что такой штуки, как релятивистское вырождение, нет».
Чандрасекар был потрясен и возмущён. Пусть его работа не убедила Эддингтона, но почему нельзя было сказать об этом с глазу на глаз, зачем нужно было выставлять его в дурацком виде на людях? Чандрасекар хотел возразить, но сообразил, что огромный авторитет Эддингтона заставит людей поверить во всё, что тот скажет. Чандрасекар был раздавлен; казалось, его карьера кончилась, не успев начаться, – результаты многолетних трудов рухнули за один вечер.
Эддингтон не ограничился разгромным выступлением. Он продолжал нападать на работу Чандрасекара, называл её ересью, хотя аргументы были весьма туманны и косвенны. Понять их не могли ни Чандрасекар, ни другие.
Позже Чандрасекар направил свою работу вместе с возражениями Эддингтона в Копенгаген Л. Розенфельду, а тот передал все материалы Нильсу Бору. Бор поразился рассуждениям Эддингтона и назвал их ерундой. В итоге Розенфельд написал Чандрасекару: «Может быть, Вы подвигнете Эддингтона излагать свои взгляды способом, доступным простым смертным?».
Ещё несколько известных учёных с одобрением отнеслись к работе Чандрасекара, но прошло немало лет, прежде чем его результаты получили признание. Полностью он изложил их в книге «Введение в учение о строении звёзд», а затем оставил изучение белых карликов.
К счастью, идеи Чандрасекара в конце концов возобладали, и астрономы поверили в существование критической массы. Но оставалась другая проблема – что будет со звездой, масса которой больше критической?
За пределами белого карлика
Вернёмся к рассказу о жизненном цикле звезды. Раньше мы видели, что в нашем Солнце гелий будет выгорать в виде взрыва, образуя «гелиевую вспышку». В конце концов всё вернётся к равновесию и гелий будет мирно выгорать, превращаясь в углерод и кислород. Эти элементы никогда не выгорят из-за того, что температура будет недостаточно высокой.
В более массивных звёздах дело обстоит по-иному. Рассмотрим звезду массой примерно в десять раз больше солнечной. В такой звезде не будет гелиевого взрыва; углерод, образующийся в центре звезды после выгорания гелия, также начнёт выгорать, когда температура достигнет примерно 3 миллиардов градусов. Затем начнут образовываться неон, магний, кремний, фосфор, сера и никель до тех пор, пока внутренняя часть звезды не будет состоять из многочисленных слоев горящих элементов, вложенных друг в друга. Отметим, что именно так образовалось большинство элементов Вселенной.
Но тут происходит заминка. Когда в сердцевине звезды образуется железное ядро, процесс горения прекращается, так как железо не горит. Однако к тому времени, когда образуется железное ядро, давление и температура достигают таких значений, что электроны и протоны «вдавлены» друг в друга, в результате чего остаются лишь не имеющие заряда частицы, называемые нейтронами. Нейтроны занимают гораздо меньше места, чем электроны, и поэтому сердцевина начинает ещё больше сжиматься, генерируя дополнительную тепловую энергию, что ускоряет процесс сжатия. При этом образуется большое число нейтрино, которые в отличие от протонов легко проходят сквозь внешние слои звезды и почти мгновенно уносятся от неё. В центре звезды создаётся недостаток энергии, а это ещё больше ускоряет сжатие. За считанные секунды поток нейтрино возрастает в миллионы раз, но из-за увеличения плотности внешних слоев звезды при сжатии нейтрино не в состоянии проникнуть сквозь них. Логично ожидать, что оказавшиеся в ловушке нейтрино отбрасывают внешние слои наружу, но последние данные показывают, что внешние слои «отскакивают», оттолкнувшись от сердцевины звезды. Как бы то ни было, за какие-то секунды развивается колоссальный взрыв – рождается сверхновая.
