Открытие Вселенной - прошлое, настоящее, будущее

Положение звезды на диаграмме такого типа оказалось не просто наглядной и удобной формой записи информации о ее состоянии. Рессел догадался, что перед ним какая-то эволюционная последовательность. Звезда, сжимаясь под действием гравитации, разогревается, путешествуя по верхнему краю диаграммы от области красных гигантов до класса О главной последовательности. Затем она спускается в диагональном направлении по главной последовательности, проходя фазу, в которой находится сейчас желтый карлик — Солнце, фазу красных карликов и, наконец, превращается в невидимый выгоревший объект. Такова была одна из первых попыток создать модель звездной эволюции. Для ее успеха не хватало еще многих данных, необходимых представлений об энергетических запасах звезд.

Диаграмма Герцшпрунга-Рессела

В 19 веке был найден правильный ответ на вопрос о поджигающем механизме. Им оказалось гравитационное сжатие звезды. Но что и как горит? Почему звезда светит так долго?

Обычные химические реакции не позволяли дать разумных оценок звездного возраста. И только прорыв физики в область атомных ядер открыл дорогу новым идеям звездной энергетики.

Источником долгожительства ярких звезд оказались термоядерные реакции, в которых достаточно медленно синтезируются все более тяжелые элементы при колоссальном выделении энергии. Анализ этих реакций и привел к современной картине звездной эволюции, которую мы обсудим во II части книги.

Звездная экзотика

Однако открытием и классификацией более или менее обычного звездного населения дело не ограничилось. Уже в период зарождения эволюционной картины космоса — где-то во времена Лапласа проскальзывали идеи о небесных телах, непохожих на известные планеты и звезды. Ведь если звезды рождаются и умирают, их начальные и конечные состояния должны весьма отличаться от Солнца.

Первый шаг в этом направлении был сделан Фридрихом Бесселем, который в 1844 году провел тонкий анализ положений Сириуса и установил, что эта звезда связана с каким-то невидимым спутником. Картина выглядела так, что яркий Сириус А вместе с довольно массивным Сириусом В образуют двойную систему, обращающуюся вокруг общего центра тяжести с периодом порядка 50 лет. Масса спутника примерно равна массе Солнца, и поэтому его нельзя было считать планетой — скорее, речь шла о погасшей звезде. В 1862 году американскому астроному Олвину Грэхэму Кларку (1832–1897) удалось разрешить двойную систему Сириуса. Оказалось, что Сириус В — звездочка примерно 7 величины[86], но ее цвет вовсе не свидетельствовал об угасании. Имея светимость почти в 100 раз меньше солнечной, эта звезда была раскалена добела, вместо того чтобы демонстрировать положенный темно-красный оттенок. В 1914 году американец Уолтер Сидней Адаме (1876–1956) проанализировал спектральный портрет звездной пары, и стало ясно, что обе звезды — А и В принадлежат к одному спектральному классу А, а их поверхностная температура порядка 10 000 К. Так состоялось открытие белых карликов.

Необычность Сириуса В заключалась в его малых размерах. Только очень малой площадью поверхности можно было объяснить столь малую светимость при температуре, почти в 2 раза превышающей температуру поверхности Солнца. Но отсюда следовало, что плотность белого карлика очень велика — примерно в 100 000 раз больше средней плотности нашего центрального светила.

Объекты такого рода с довольно разными массами и радиусами, но очень высокими плотностями порядка 10⁴–10⁶ г/см³ были обнаружены во множестве. А бурное развитие атомной физики в 10- 20-х годах позволило объяснить их существование вполне естественным образом.

Оказалось, что вещество, из которого состоит белый карлик, находится в необычном состоянии. Грубо говоря, для нормальной плотной упаковки атомов массой 10–24 г и размером 10^-8 см характерна плотность порядка 10^–24/(10^-8)³ =1 г/см³. При достаточно большом давлении, возникающем при сжатии звезды, атомная структура разрушается, электроны образуют особый так называемый вырожденный газ. Характерным размером теперь уже является не радиус электронной орбиты, а квантовый (комптоновский) радиус электрона ((e = ћ /meс = 3,86.10^–11 см). Получается картина, в которой плотно упакованы уже не атомы, а электроны, а ядра (например, протоны) как бы вжаты в электронный объем. Отсюда и характерная плотность белых карликов: (~ 10^–24/(4.10^–11)³ ~10⁷ г/см³. Более точные оценки дают несколько меньшую величину, но в целом ситуация именно такова. Этим достижения астрономов и физиков не ограничились. Открытие в 1932 году нейтрона и немедленно последовавшее создание модели атомного ядра (микрообъекта, состоящего из компактно упакованных протонов и нейтронов) открыло путь к анализу еще более концентрированного звездного вещества. В самом деле, не может ли звезда при гораздо больших давлениях переходить в фазу гигантского атомного ядра с плотной упаковкой ядерных частиц?