Гайд по астрономии. Путешествие к границам безграничного космоса

Однако странности белого карлика не заканчиваются его металлическими свойствами и поразительно высокой плотностью. Когда атомы так тесно прижаты друг к другу, начинают проявляться причудливые квантовые эффекты. Согласно принципу запрета Паули, никакие две частицы не могут находиться в одном и том же квантовом состоянии. Это означает, что никакие два электрона в белом карлике не могут обладать одинаковой энергией, поэтому энергии электронов и соответствующие давления зависят только от плотности остатка звезды — температура больше не играет в поддержании повышенного давления никакой роли. Это необычное явление — вырождение электронов — удерживает белого карлика от дальнейшего коллапса.

Представьте себе обычную звезду. Если к ней добавится масса, то повысится центральное давление, соответственно возрастут температура и светимость, и звезда расширится. Так ведут себя звезды главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга — Рессела. Такие звезды с большей массой и соответствующей светимостью (Спика, Вега, Сириус) значительно крупнее своих собратьев с меньшей массой (Солнце, звезда Барнарда) (рис. 7.6). Однако в белом карлике добавление вещества приводит к тому, что остаток становится меньше! Добавленное вещество не увеличивает ни внутреннее давление, ни соответствующую температуру — и он сжимается под собственной тяжестью. Конечно, такому поведению есть предел, когда накапливается достаточно массы, чтобы сформировать остаток с практически нулевым радиусом. В 1930 году великий индийский астрофизик Субраманьян Чандрасекар подсчитал, что предельная масса будет ровно в 1,4 раза превышать массу Солнца. Как показали наблюдения, расчетные массы белых карликов варьируются от 0,17 до 1,33 M_⊙, что, по всей видимости, подтверждает этот предел. Масса большинства белых карликов составляет 0,5–0,7 M_⊙. Если же масса звездного ядра превышает предел Чандрасекара, ему суждено образовать нечто совершенно иное, и мы поговорим об этом чуть позже.

Может быть, белые карлики и малы, но время от времени они способны затмить своих звездных родственников огромными показателями других величин. Поскольку их звездные массы сосредоточены в формах планетарного размера, их поверхностная гравитация необычайно высока — она в миллиард с лишним раз превышает поверхностную гравитацию Земли. Все, что упадет на поверхность белого карлика, произведет большой взрыв. Именно это случается, когда белый карлик находится в тесной двойной звездной системе. По мере того как звезда-спутник превращается в красного гиганта, ее внешняя атмосфера подпадает под гравитационное воздействие белого карлика, затем вещество от несчастного гиганта обтекает белого карлика и проникает на его поверхность. Вещества становится все больше, и в какой-то критический момент, по достижении пороговых значений массы и плотности, на поверхности белого карлика начинается неконтролируемая цепная термоядерная реакция. Этот бушующий пожар звездных масштабов был отождествлен с «новой звездой», феноменом, при котором яркость звезды-спутника внезапно возрастает минимум в 10 000 раз, а максимум — в 16 миллионов раз (на 10–18 звездных величин). Теперь мы знаем, что это — разительно заблиставший белый карлик, невидимый в иных условиях. В Млечном Пути ежегодно наблюдается около десяти «новых звезд», причем примерно одну из них можно заметить невооруженным глазом.

Последнее, что может совершить белый карлик, — это взорваться и выбросить в космос все свое вещество. Считается, что это происходит в тесных двойных системах, когда белый карлик накапливает достаточно массы от звезды-спутника и превышает предел Чандрасекара в 1,4 M_⊙. Внезапный взрыв, направленный вовнутрь, вызывает ударные волны, которые разрывают остатки белого карлика. Последствия таких взрывов предстают перед астрономами в виде сверхновых типа Ia, когда в спектрах вспышек очень мало эмиссионных линий водорода, поскольку взрывающийся белый карлик по большей части лишен какой-либо водородной оболочки. А вот коллапс ядра у массивных звезд, богатых водородом, приводит к образованию сверхновых типа II, в спектрах которых эмиссионных линий водорода много. Все сверхновые типа Ia возникают из остатков, практически равных по массе, и обладают одинаковой полной светимостью, поэтому их можно использовать как стандартные свечи при определении расстояний до галактик, в которых эти звезды находятся. Так астрономы достоверно подсчитали расстояния до галактик, удаленных от Земли на миллиард световых лет.

Нейтронные звезды