Белые карлики. Будущее Вселенной

Что дает такой анализ? Достаточно быстрые электроны поглощаются протонами атомных ядер и превращаются в нейтроны — этот процесс так и называется нейтронизацией. Поэтому плотность электронного газа падает, а его давление снижается. В этих реакциях рождаются нейтрино, которые не задерживаются в белом карлике, а быстро мигрируют к поверхности и рассеиваются в пространстве. В результате они не компенсируют своим давлением снижение давления электронного газа. Возникает парадоксальная ситуация — рост плотности ведет к снижению давления. Вещество с такими свойствами нестабильно и в реальности существовать не может. Вычисления показывают, что предел стабильности достигается, если плотность в центре карлика составляет 10⁹ г/см³–10¹⁰ г/см³. Это и есть теоретический верхний диапазон значений предельной плотности материи белого карлика (он довольно широк, поскольку зависит от ее атомного состава). Плотность вещества в центральных зонах известных белых карликов гораздо меньше и лежит в интервале 10⁶ г/см^3–10⁷ г/см³. При этом, как уже было отмечено, электроны не приобретают ультрарелятивистских скоростей, которые требуются для вывода предела Чандрасекара. Это типичная ситуация в физике, когда продвижение к предельному состоянию, вычисленному на основании теоретической модели, оказывается невозможным из-за включения неучтенных ранее эффектов, лежащих за ее рамками.

Любопытно, что и это не полная картина. Еще до достижения порога нейтронизации, когда кинетическая энергия электронов просто превышает их энергию покоя, начинается процесс порождения гамма-квантов и электронно-позитронных пар, что опять-таки лежит за рамками модели Чандрасекара и провоцирует нестабильность вещества белого карлика. В общем, опять напрашивается вывод, что свойства вещества реальных белых карликов много сложнее этой модели.

Светила с начальными массами более 10–11 солнечных могут закончить активную жизнь, превратившись в нейтронные звезды (но есть и другие сценарии). Средняя плотность вещества нейтронных звезд лежит в диапазоне 10¹⁴ г/см³–10¹⁵ г/см³. Стабильность новорожденной нейтронной звезды, как и стабильность белых карликов, обеспечивает давление вырожденного газа, но не электронного, а нейтронного. По вышеназванной причине между белыми карликами и нейтронными звездами не существует никаких промежуточных космических объектов. Теоретическая максимальная масса нейтронной звезды составляет 3,2 солнечной массы, однако у всех известных нейтронных звезд она значительно меньше. Пересечение этой границы (которую иногда называют пределом Оппенгеймера — Волкова) приводит к необратимому гравитационному коллапсу с образованием черной дыры.

12. Справедливость и ирония истории

Вычисления Чандрасекара (до него Андерсона и Стоунера, а потом и Льва Ландау) впервые показали, что у звезд могут быть максимальные массы. Это был очень серьезный прорыв в астрофизике. Много позже, после предсказания существования, а затем и открытия коричневых карликов, стало ясно, что массы звезд ограничены и снизу. Еще раз стоит подчеркнуть, что предел Чандрасекара и аналогичный, хотя и более высокий, предел для звезд из нейтронной материи выводится с допущением, что звезда состоит из вырожденного вещества, а это становится возможным лишь после полного выгорания ядерного топлива. Поэтому молодые звезды могут иметь массы в десятки и сотни солнечных.

Артур Эддингтон с самого начала критически отнесся к идеям Чандрасекара, и в 1935 г. на обсуждении новой работы Чандрасекара в Королевском астрономическом обществе даже заявил, что релятивистского вырождения не существует в природе. Эддингтон догадался[20], что из существования предела Чандрасекара фактически следует возможность гравитационного коллапса к черной дыре (точнее, к состоянию материи, которое позже стали называть черной дырой). Однако он убоялся этого заключения и счел его лишенным физического смысла. Вот его собственные слова: «Я думаю, что должен быть какой-то закон природы, который не позволит звезде вести себя столь абсурдным образом». В общем, и короли ошибаются!