Белые карлики. Будущее Вселенной

Свет в конце туннеля забрезжил лишь в начале второй половины прошлого века. Первыми (в 1951 г.) его узрели американский физик-теоретик австрийского происхождения Эдвин Солпитер и перебравшийся в Ирландию эстонский астроном Эрнст Эпик. Солпитер предположил, что в недрах звезд из семейства красных гигантов плотность вещества в 100 000 раз больше плотности воды, а температура превышает 100 млн K. Его вычисления показали, что в этих условиях ядро бериллия-8, несмотря на эфемерный жизненный срок, имеет некоторый шанс столкнуться с ядром гелия. Этот вывод базировался на недавно открытом физиками-экспериментаторами из группы Уильяма Фаулера свойстве бериллия-8 иметь метастабильное (то есть очень короткоживущее, но все же менее эфемерное) основное состояние. Его можно возбудить посредством слияния двух альфа-частиц с энергиями не выше 95 кэВ, которые могли присутствовать в достаточном количестве как раз при таких температурах. Правда, даже при подобном раскладе вероятность столкновений ядер бериллия-8 с альфа-частицами оставалась крайне малой, поскольку в каждый момент времени число этих ядер в миллиард раз меньше числа альфа-частиц. К такому же выводу пришел и Эпик, хотя его заключение было более спекулятивным, ибо он, в отличие от Солпитера, не знал о бериллиевом резонансе.

Казалось бы, радости мало. Однако через год гостивший в Калифорнийском технологическом институте английский астрофизик Фред Хойл получил удивительный результат. Он чисто теоретически показал, что вероятность объединения бериллия-8 и гелия-4 в углерод-12 становится вполне реальной, если у ядра углерода имеется энергетический уровень, на 7,65 МэВ превышающий энергию его основного состояния. Хойл и понятия не имел, существует ли такой уровень в действительности, однако был абсолютно уверен, что это так, поскольку не видел иного пути термоядерного синтеза углерода. Для подтверждения своих предположений он попросил Фаулера провести необходимый эксперимент. И уже через десять дней Фаулер и его коллеги открыли возбужденное состояние ядра углерода с предсказанной энергией!

Дальнейшее было делом техники. Космическим синтезом элементов заинтересовалась плеяда блестящих физиков, которые быстро прояснили основные этапы этого процесса. Уже в 1957 г. супруги Джеффри и Маргарет Бербидж, Фаулер и Хойл опубликовали огромную (104 страницы!) статью[25], содержащую общую теорию звездного нуклеосинтеза, которая остается в силе и по сей день. И конечно, она полностью объясняет синтез элементов, из которых состоят все без исключения белые карлики.

А в заключение — информация для любителей исторических парадоксов. Релятивистская формула E = mc² и концепция энергии связи естественным образом объясняют, почему масса ядра отличается от суммы масс его компонент. Однако мало кто знает, что впервые сходную идею высказал французский химик Жан де Мариньяк, подошедший к гипотезе, что устойчивость составной частицы объясняется потерей массы при ее образовании из более простых компонент, причем сделал он это в 1861 г., за 18 лет до рождения Альберта Эйнштейна. Приходится признать, что наши предки отнюдь не отличались недостатком серого вещества.

16. Белые карлики и возраст Галактики

Астрономов (и не только их) давно интересует, когда возник наш звездный дом — наша Галактика. Время ее жизни можно определять разными способами, в том числе и с участием белых карликов.

После всего сказанного читатель может догадаться, что этот метод основан на мониторинге их свечения. Недра абсолютного большинства белых карликов состоят либо из смеси кислорода и углерода, либо из гелия. В гелиевые карлики превращаются звезды, масса которых как минимум вдвое меньше массы Солнца. Эти светила весьма многочисленны, но они сжигают водород крайне медленно и посему живут десятки и сотни миллиардов лет. Пока им просто не хватило времени исчерпать свое водородное горючее и перейти на следующий этап (очень немногочисленные гелиевые карлики, обнаруженные к настоящему времени, обитают в двойных звездных системах и образовались совсем другим путем).

Коль скоро белый карлик не может поддерживать реакции термоядерного синтеза, он светит за счет накопленной энергии, и его температура медленно уменьшается. Скорость такого охлаждения можно вычислить, и на основании этих данных определить время, потребное для снижения температуры поверхности от первоначальной температуры (100 000–150 000 K) до наблюдаемой. Поскольку нас интересует возраст Галактики, следует искать самые долгоживущие, а потому и самые холодные белые карлики. Современные оптические телескопы позволяют обнаружить карлики с температурой поверхности менее 4000 K, светимость которых в 30 000 раз меньше солнечной. Пока что таковые не найдены — либо их нет вообще, либо очень мало. Следовательно, наша Галактика не может быть старше 15 млрд лет, иначе такие звезды присутствовали бы в заметных количествах.