От чёрных облаков к чёрным дырам
Шрифт:
Сравним теперь судьбу двух звёзд, каждая из которых испытывает сжатие, так как уже не осталось ядерного топлива для поддержания внутренней теплоты и давления. Пусть звезда В массивна, а звезда А более лёгкая. Внутренняя температура в звезде А, как правило, меньше, чем в звезде В, так что электронному газу в звезде А легче стать вырожденным.
Итак, можно сделать качественный вывод, что менее массивная звезда легче, чем её массивная соперница, достигает
Критическая масса звезды, ниже которой давление вырожденных электронов может поддержать равновесие звезды, была впервые вычислена Чандрасекаром в начале 30-х годов. Полученный им ответ, хорошо известный сейчас как предел Чандрасекара, равен приблизительно 1,4 M. Таким образом, звёзды с массами, не более чем на 40% превышающими массу Солнца, могут удержаться в равновесии и выжить. Звёзды, масса которых превышает этот предел, выжить не могут и продолжают сокращаться дальше. Конечно, звёзды с массами ниже предела Чандрасекара и есть белые карлики. ИСТОРИЧЕСКИЙ СПОР
Критическим моментом в рассуждениях Чандрасекара была разница в физическом поведении вырожденного газа при низких и высоких температурах. В последнем случае электроны обладают достаточно большими энергиями, так что их скорости сравнимы со скоростью света. В таких случаях необходимо принимать во внимание эффекты частной теории относительности Эйнштейна1081 Именно это и сделал Чандрасекар в своих вычислениях.
1081В частной теории относительности вводятся новые представления о том, как проводятся измерения в пространстве и времени, существенно отличающиеся от представлений, восходящих к Галилею и Ньютону. Этими различиями можно пренебречь для частиц, движущихся со скоростью, много меньшей скорости света, но когда скорости частиц близки к скорости света, этого сделать нельзя.
Ещё до работы Чандрасекара Фаулер также изучил поведение вырожденного вещества, но в нерелятивистской теории. Согласно вычислениям Фаулера, все звёзды, какова бы ни была их масса, в конце концов порождают внутренние давления, обусловленные вырожденными электронами, которые достаточны, чтобы удержать звёзды в состоянии белых карликов. Вычисления Чандрасекара, учитывающие релятивистские эффекты, изменили этот вывод и привели к установлению критического предела массы 1,4 M.
Когда Чандрасекар доложил этот важный результат на заседании Королевского Астрономического общества в Лондоне 10 января 1935 г., его работа не получила той поддержки и одобрения, которых, несомненно, заслуживала. Причина была в том, что не кто иной, как Эддингтон выразил глубокий скептицизм по поводу использования в таких вычислениях «релятивистского вырождения».
Если опустить техническую сторону дела, то больше всего Эддингтона в выводе Чандрасекара беспокоила судьба той невезучей звезды, которая превысит чандрасекаровский предел массы и не сможет поэтому сохранить равновесие и воспрепятствовать сжимающей силе тяготения. Эддингтон говорил: «Звезда будет все излучать и излучать, сжиматься и сжиматься до тех пор, как я думаю, пока её радиус не достигнет нескольких километров, в этом случае тяготение
Эддингтон совершенно правильно представил себе конечную судьбу несчастливой массивной звезды, но он ошибался в своих ожиданиях от «Природы». Мы вернёмся к его замечанию в гл. 10.
Хотя насмешливая критика Эддингтона помешала немедленному признанию предела Чандрасекара, в конце концов работа была замечена и оценена по достоинству. Забавно, что всего лишь десятилетием ранее сам Эддингтон подвергся жестокой критике за новаторскую идею о том, что ядерная энергия может быть источником света звёзд, и должен был прождать несколько лет, пока идея не получила признания! НЕЙТРОННЫЕ ЗВЁЗДЫ
Рассмотрим теперь сердцевины звёзд, оставшиеся после взрыва сверхновых. Они принадлежат звёздам, значительно более массивным, чем те, сердцевины которых стали белыми карликами. Таким образом, мы имеем дело с состояниями вещества, намного более горячими и плотными, чем у белого карлика.
Чтобы понять это состояние вещества, вернёмся к истории массивной звезды до того, как она стала сверхновой. Сценарий, описанный в гл. 8, завершался тем, что после образования ядер группы железа процессы синтеза прекращались и сердцевина звезды начинала сжиматься. В этот момент было сделано утверждение, что сжимающаяся сердцевина внезапно встречает сопротивление и отскакивает назад. Именно этот отскок заставил звезду взорваться и потерять оболочку.
Что же заставляет сердцевину звезды отскочить назад?
Теперь мы можем дать ответ. Когда сердцевина сжимается, она начинает нагреваться. Приток тепловой энергии начинает разбивать сильно связанные ядра группы железа. Этот процесс обратен процессу синтеза. Там нам удалось извлечь энергию, объединяя более лёгкие ядра с образованием тяжёлого ядра. Здесь же тяжёлое ядро разбивается на части, поглощая энергию, поставляемую нагретой сердцевиной. Разрушение ядер приводит к появлению свободных протонов и нейтронов.
Нейтрон в лаборатории не может долгое время оставаться стабильным. Если в любой данный момент времени у нас имеется группа свободных нейтронов, то по прошествии примерно 12 мин половина из них распадётся на протоны, электроны и антинейтрино. (Приставка «анти» означает, что эта частица антиматерии, соответствующая нейтрино, точно так же, как «позитрон» — античастица, соответствующая электрону.) Реакцию можно записать в виде
n– > p + e– +
(Знак «минус» в символе e– означает, что электрон отрицательно заряжен, чёрточка в символе означает, что это антинейтрино, т.е. античастица по отношению к нейтрино.)
Однако в сердцевине нейтроны не распадаются. Происходит совершенно обратное! Протоны в сердцевине соединяются со свободными (потерянными атомами) электронами, образуя дополнительные нейтроны:
e– + p– > n + .