Вселенная. Вопросов больше, чем ответов

Только одним путем: центральные температуры сравнитель­но малы, а вещество белых карликов никоим образом не являет­ся идеальным газом, а имеет совершенно иные свойства, остава­ясь, однако, газом, несмотря на громадную плотность.

Такое вещество известно — это вырожденный газ. Электроны в нем в соответствии с принципом Паули движутся с большими скоростями — большими, чем в обычном газе, и их скорости не зависят от температуры, оставаясь высокими даже вблизи абсо­лютного нуля. Как следствие, давление вырожденного газа мало зависит от температуры. Давление вырожденного газа внутри белых карликов и есть тот фактор, который стабилизирует звез­ду, не давая ей сжаться еще сильнее.

Можно считать, что при температуре ю млн К, что является нормальной температурой звездных недр, газ становится вы­рожденным при плотности выше юоо г/см³. Следовательно,

151

внутри Солнца и других «нормальных» звезд газ не вырожден. Белые карлики — иное дело. Их плотность заведомо превышает указанный предел.

Любопытно, что зависимость радиуса от массы у белых кар­ликов обратная и вблизи величины 1,2 массы Солнца резко обрывается. Это значит, что для белых карликов существует верхний предел массы. Величина 1,2 массы Солнца называет­ся чандрасекаровским пределом (по имени индийского физика Чандрасекара, развившего теорию белых карликов); белый кар­лик большей массы должен сжаться до состояния нейтронной звезды с совершенно иными свойствами.

Белые карлики светят за счет запасов тепловой энергии. Эти запасы велики, и белые карлики расходуют их весьма экономно — ведь площадь излучающей поверхности у них мала. По меньшей мере сотни миллионов лет пройдут, прежде чем белый карлик остынет настолько, что перейдет в спектральный класс F, G и т. д. Вполне возможны «красные белые карлики». В конце концов звезда остынет настолько, что перестанет испускать видимые лучи и станет черным карликом. Это финал жизни для всех маломас- Сивных звезд, каковых во Вселенной подавляющее большинство.

В виде исключения бывают и более занимательные сценарии. Астрономам давно известны новые и новоподобные звезды — слабенькие объекты, периодически (раз в десятки или сотни лет) вспыхивающие на 4-6 звездных величин. Эти объекты всег­да входят в состав тесных двойных систем. Одной компонентой такой системы обязательно является белый карлик, а второй — красный карлику новых и красный гигант у новоподобных звезд. Красная компонента заполняет свою полость Роша¹ и теряет массу, перетекающую на белый карлик. Падая на поверхность белого карлика, газ нагревается до значительных температур, а по накоплении некоторой критической массы водорода проис­

¹ Поверхность нулевой скорости, при выходе за которую вещество будет по­теряно одной компонентой системы и попадет в область преимуществен­ного гравитационного влияния другой компоненты. — Примеч. авт.

152

ходит его взрыв, после чего вновь начинается накопление «го­рючего». Конкретный механизм взрыва не совсем понятен, но в его ядерной природе сомнений нет. Как видим, ядерные реакции не совсем несовместимы с белыми карликами, хотя, конечно, это случаи из разряда исключений.

О нейтронных звездах мы поговорим позднее, а сейчас перей­дем к красным гигантам. Эти звезды не назовешь малозаметны­ми! Бетельгейзе, Антарес, Альдебаран — настоящие украшения звездного неба и настоящие «прожекторы» среди «светлячков».

Массы некоторых красных гигантов, входящих в двойные систе­мы, были измерены и если чем-то и удивили астрономов, то лишь своими скромными значениями. Совершенно нормален красный гигант с массой Солнца, излучающий в сотни раз больше Солнца (например Альдебаран), а при массе порядка десяти солнечных масс получится уже красный сверхгигант вроде Бетельгейзе или Антареса, излучающий в тысячи раз ярче Солнца.

Одной из величайших побед астрофизики первой половины XX века следует считать объяснение эволюционного смысла диа­граммы Герцшпрунга-Рессела. Уход с главной последовательности в область красных гигантов — закономерный итог эволюции звезды с массой, превышающей 0,35 массы Солнца, после выгорания в ней водорода и включения тройной гелиевой реакции. Поздние стадии жизни звезды, еще способной поддерживать ядерные реакции, — это не прозябание среди красных карликов из-за постепенного угасания. Напротив, звезда демонстрирует своеобразный «пир во время чумы», щедро сжигая остаткиядерного топлива, уже «второ­сортного». Мы помним, что тройная гелиевая реакция — энергети­чески гораздо менее выгодный процесс, чем реакции на водороде, а значит, при высокой светимости звезды ядерное топливо тратится в ней довольно быстро. Следовательно, стадия красного гиганта в ясизни звезды относительно коротка — порядка на два короче ста­дии пребывания на главной последовательности.

Тот же вывод следует, между прочим, из относительной ред­кости красных гигантов в Галактике. Среди ближайших к Солнцу звезд преобладают звезды главной последовательности, есть не­

153