Каковы они – белые карлики?

Случилось это в 1930 году в безбрежных океанических просторах. Молодой индийский физик Субраманьян Чандрасекар, только что завершивший обучение в Мадрасском университете, плыл на корабле в Европу для продолжения образования в аспирантуре Кембриджского университета.

Незадолго до этого события молодой ученый прослушал у себя в университете курс лекций по квантовой механике знаменитого немецкого теоретика Арнольда Зоммерфельда. Знакомя слушателей с последними открытиями в области квантовой статистики, Зоммерфельд заметил, что ее выводами можно воспользоваться для объяснения удивительных свойств особого типа звезд – белых карликов.

Так вот, имея немало свободного времени, Чандрасекар, уединившись в каюте, предавался размышлениям над услышанными от Зоммерфельда замечаниями. В конце концов молодой ученый пришел к выводу, что в теории, которую изложил в своих лекциях немецкий физик, не было учтено одно обстоятельство, существенным образом менявшее суть дела.

Индийский физик Субраманьян Чандрасекар

Из проведенных индийским физиком расчетов следовало, что масса любого из белых карликов может превышать массу Солнца максимум в 1,4 раза. В то же время среди обычных звезд встречаются объекты массивнее Солнца в десятки раз.

Молодой физик сразу понял, сколь значимы полученные им результаты для понимания того, как звезды завершают свою долгую жизнь. Через 53 года, в 1983 году, Чандрасекар стал лауреатом Нобелевской премии. Но до этого звездного часа в судьбе ученого было еще далеко. А сначала, как это нередко случается, маститые астрофизики-теоретики отнеслись к полученным результатам молодого индуса с явным недоверием и отказались их публиковать…

А теперь отвлечемся от открытия Чандрасекара и перенесемся в начало XX века. В это время благодаря успехам в области физических наук ученые смогли увидеть мир звезд в невероятном разнообразии. А ведь до этого считалось, что все звезды по своим характеристикам очень похожи на наше Солнце. Хотя по некоторым основным глобальным характеристикам – массе, светимости и радиусу – могут в ту или другую сторону несколько от него отличаться.

Когда же американец Г. Рессел и датчанин Э. Герцпрунг обнаружили существование главной последовательности и звезд-гигантов, казалось, огромное разнообразие звезд было сведено в некую стройную систему. После этого началась рутинная работа по детальному статистическому исследованию частоты встречаемости звезд разных светимостей, масс и радиусов.

Именно в ходе этих исследований в 1910 году и было сделано открытие, значение которого астрономы осознали намного позже. Это было открытие так называемых белых карликов.

Вообще же история первых встреч ученого мира с белыми карликами слегка запутана. Дело в том, что открытие белых карликов чаще всего связывают с именем американского астронома У. Адамса, который в 1914 году получил, а затем детально изучил спектр спутника ярчайшей звезды неба – Сириуса, так называемого Сириуса B.

Хотя на самом деле за год до этого нидерландский астроном Ван Маанен получил спектр еще одного белого карлика – звезды, названной именем ученого Ван Маанен 2.

Но оказывается, известный американский астроном Рессел еще на год раньше Маанена открыл 40 Эридан В – по существу, первого белого карлика.

После открытия этих трех объектов, нередко называемых классическими белыми карликами, наступил долгий перерыв. И только в 30-е годы прошлого века список этих небесных тел начал пополняться новыми объектами.

Поскольку светимость белых карликов незначительная, до последнего времени их обнаруживали в основном неподалеку от Солнца. Однако благодаря космическому телескопу «Хаббл» белые карлики были зафиксированы и в далеком шаровом скоплении…

Несмотря на то что за последние сто с небольшим лет были обнаружены десятки интереснейших астрономических объектов, тем не менее открытие белых карликов можно отнести к числу крупнейших достижений астрономии XX века.

Связано это с тем, что, исследуя эти немногие объекты, в том числе и белые карлики, ученые смогли ответить на ряд фундаментальных вопросов астрономии, которые позволили по-иному взглянуть на бесконечно разнообразный мир звезд и пути их эволюции.

Что же касается характерных особенностей белых карликов, то они таковы. Это – горячие звезды со средней массой около 0,6 массы Солнца и низкой светимостью: от 0,02 до 0,003 светимости Солнца.

Но малые размеры, примерно с земной шар, и огромная масса говорят о том, что в таком относительно небольшом объеме сконцентрировано вещество огромной плотности. И действительно, средняя плотность вещества колоссальна – порядка 1 000 000 граммов в кубическом сантиметре.

Кроме этой особенности, белые карлики отличаются еще одним удивительным свойством: в их недрах практически полностью отсутствует водород – основная составляющая вещества обычных звезд.

В 1926 году в физике появилось понятие вырожденного газа. Это открытие позволило намного лучше понять и природу белых карликов. Применил новые идеи к этим странным объектам англичанин Р. Фаулер. После его работ у астрономов появились мысли, что проблема с белыми карликами решена.

Из курса элементарной физики известно, что в обычном газе давление равно произведению плотности и температуры. Следуя этой формуле, при абсолютном нуле давление должно быть нулевым.

Однако если газ представлен частицами с полуцелым спином – фермионами, к которым, в частности относятся электроны, то при достаточно низких температурах начинает вступать в действие так называемый запрет Паули – один из фундаментальных законов микромира. Его суть заключается в том, что две тождественные частицы с полуцелым спином не могут одновременно находиться в одном состоянии.

Следуя этому принципу, давление сжатого электронного газа продолжает оставаться конечным и при абсолютном нуле. При этом его величина зависит только от плотности, и при ее увеличении быстро возрастает.

В свою очередь такой стремительный рост давления означает, что при сжатии вырожденного газа средние скорости электронов должны возрастать.

Но после этого физического ликбеза возникает законный вопрос: а при чем здесь белые карлики? Ведь температуры в их недрах, как и у большинства обычных звезд, достигают десятков миллионов градусов. Но это не так. Дело в том, что с повышением плотности растет и температура. И при определенном ее показателе газ уже становится вырожденным и начинает вести себя так, как если бы температура равнялась нулю.

Уже при плотности 1000—10 000 граммов в сантиметре кубическом и температуре порядка 10 миллионов градусов электронный газ уже становится вырожденным, и в этом случае его давление практически не зависит от температуры, оставаясь таким же, как и при абсолютном нуле! А так как плотности в белых карликах намного выше, то и их температуру формально можно считать равной нулю.

Именно Фаулер первым сообразил, что давление в белых карликах создается вырожденным электронным газом. На основании этого заключения он пришел к выводу, что эти звезды и впрямь должны обладать размерами земного шара и плотностями около тонны в 1 кубическом сантиметре.

А вскоре независимо друг от друга Чандрасекар и английский астрофизик Э. Милн рассчитали модели внутреннего строения белых карликов. Из этих расчетов следовало, что из-за сравнительно легкой сжимаемости вырожденного электронного газа размеры этих тел должны быть тем меньше, чем больше их масса. Казалось, все вроде бы разъяснилось.

Но молодой индийский физик Чандрасекар по дороге из Индии в Европу, о чем уже упоминалось выше, обратил внимание на тот факт, что коль белые карлики больших масс имеют меньший размер, то в белом карлике плотность с ростом массы тоже растет. А рост плотности в вырожденном газе одновременно сопровождается еще и ростом средних скоростей электронов.

Но, безусловно, такая ситуация продолжаться до бесконечности не может. В конце концов наступит такой момент, когда скорости все большей и большей части электронов станут приближаться к скорости света. А поскольку дальнейший рост скоростей невозможен, то наступит так называемое релятивистское вырождение.

Это должно приводить к уменьшению скорости роста давления при увеличении плотности. Оказывается, что если плотность больше, чем 1 000 000 граммов в сантиметре кубическом, этот рост происходит пропорционально плотности в степени 4/3. Иначе говоря, при достижении этой гигантской плотности газ должен легче сжиматься, а потому уменьшение радиуса белого карлика с ростом его массы должно происходить быстрее, чем предполагала первоначальная теория.

В результате относительно не сложного математического анализа было установлено, что, когда масса белого карлика приближается к некоторой критической величине, его радиус стремится к нулю! Эта критическая масса, составляющая 1,46 массы Солнца, по имени индийского физика получила название чандрасекаровского предела.

То есть если в точности следовать теории Чандрасекара, то белый карлик с критической массой имеет бесконечную плотность и нулевой радиус. Большинству астрофизиков эти выводы казались абсурдными, и ученому пришлось выдержать нелегкую борьбу, прежде чем в 1931 году его работа увидела свет.

Однако в ходе последующего анализа было показано, что на самом деле радиус белого карлика, имеющего критическую массу, остается конечным, а значит, бесконечная плотность в этом случае не достигается.

Дело в том, что когда вещество достигает критической плотности, электроны поглощаются ядрами, и имеющиеся в них протоны превращаются в нейтроны.

И как только этот процесс включается, рост давления резко замедляется. В результате механическое равновесие оказывается уже невозможным, и оба эти эффекта приводят лишь к небольшому снижению критической массы.

На основании того факта, что на давление в белом карлике не влияет температура его недр, астрофизики пришли к выводу, что звезда может оставаться в состоянии белого карлика сколь угодно долго. Постепенно выделяя запасенную в недрах тепловую энергию поступательного движения атомных ядер, для которых вырождения нет, белый карлик будет остывать, практически не меняя своих размеров. То есть примерно так, как остывает раскаленный булыжник. А поскольку светимости белых карликов незначительны, то и запасенной в них тепловой энергии хватает надолго.

 

Еще одна загадка

Известно, что масса ядра, сконденсировавшегося из межзвездной материи, определяет, станет ли оно звездой или же рассеется в бескрайних просторах Вселенной.

А для того чтобы вступил в действие первый вариант, необходимо, чтобы в недрах этого конденсата начались термоядерные реакции. А начнутся они тогда, когда этот шар наберет некоторую критическую массу. Потому что в ядре в этой ситуации возникнут такие температура и давление, которые окажутся благоприятными для синтеза.

Но если масса газового шара окажется меньше критической, то ему, увы, о звездной карьере придется забыть. Именно объекты, масса которых ниже критической, и называются бурыми, или коричневыми карликами (О них мы уже писали ранее).

Впервые термин «коричневый карлик» ввела в научный обиход в 1975 году Джилл Тартер. Правда, первое время он особой популярностью не пользовался, но затем прижился.

И хотя существование бурых карликов было доказано еще в середине 60-х годов прошлого века, однако они присутствовали только в теоретических выкладках ученых. И лишь в 1995 году был открыт первый бурый карлик.

Но благодаря наблюдениям с космического телескопа «Хаббл» стало известно множество самых разных представителей этого типа небесных тел. Ученые узнали о существовании двойных бурых карликов, бурых карликов в «союзе» с планетами и других их форм.

Бурый карлик у слабой красной звездочки SCR 1845—6357

Поскольку бурых карликов достаточно много, они должны находиться и в окрестностях ближайшей к нам Солнечной системы. Но так как объекты эти слабые, то и увидеть их довольно сложно, особенно в том случае, если они одиноки.

В январе 2006 года появилось сообщение об открытии бурого карлика у слабой красной звездочки SCR 1845—6357, которая находится от Земли на расстоянии всего около 13 световых лет. Нет сомнений в том, что должны существовать и более близкие объекты этого типа. Но вопрос только в том: как их обнаружить?

Что же касается механизма образования бурых карликов, то предполагается, что он такой же, как и у немассивных звезд. Но полной ясности в этом вопросе все-таки нет. Поэтому астрофизики предлагают несколько возможных вариантов.

Наиболее популярными являются следующие три.

В первом варианте образование этих объектов связывают с турбулентностью в межзвездной среде.

В этом случае необходимо, чтобы турбулентные движения, приводящие к появлению первичных звездных облаков, создавали не только массивные дозвездные ядра, но и такие, которых впоследствии могли бы привести к появлению бурых карликов. Согласно теоретическим расчетам, такой вариант возможен, но физика этого явления очень сложна. Поэтому даже современные компьютерные модели не в состоянии учесть все процессы, необходимые для решения этой задачи.

В соответствии со вторым вариантом бурые карлики образуются как вторичный продукт во время формирования более крупных звезд. В этот период в протозвездном ядре появляется окруженный массивным диском центральный конденсат, из которого впоследствии образуется звезда.

И если в этом огромном диске начнут появляться разного рода неустойчивые зоны, то он может развалиться на несколько фрагментов, из которых впоследствии образуются коричневые карлики. Таким путем могут возникнуть, например, карлики, вращающиеся вокруг нормальных звезд.

Наконец, третий вариант предполагает, что в ходе сжатия первичного ядра звезды оно может распасться на несколько фрагментов. А в результате динамического взаимодействия друг с другом какие-то, скорее всего самые легкие из них могут быть выброшены из звездной системы. И если это случилось до того, как масса выброшенного объекта достигла предела Кумара (0,07 массы Солнца), то образуется бурый карлик.

И хотя механизмы образования коричневых карликов во всех трех случаях разные, тем не менее все эти варианты не исключают друг друга и имеют право на существование. И скорее всего в той или иной мере встречаются в природе. Вопрос только в том, какая доля бурых карликов развивается по тому или иному сценарию?

Кстати, у бурых и белых карликов, несмотря на разные механизмы их появления и развития, есть одна общая особенность: и в тех и в других вещество представлено газом вырожденных электронов, то есть когда эти частицы находятся настолько близко друг от друга, что электроны в атоме вынуждены занимать разные орбиты.

В обоих типах звездных карликов возникает давление вырожденного газа, ограничивающее как дальнейшее сжатие протозвезды, так и рост ее температуры. Впервые эту мысль высказал в 1963 году американский астрофизик Кумар. Впоследствии предельная масса, которой отличаются «активные» звезды от потухших, иногда называется пределом Кумара. Он равен примерно 0,07—0,08 солнечной массы.