Belye karliki
17.09.2002 21:16 | V. V. Ivanov/SPbGU, Sankt-Peterburg

Belye karliki

V.V. Ivanov

Sankt-Peterburgskii gosudarstvennyi universitet

Devyatnadcatiletnii indiiskii fizik Subraman'yan Chandrasekar, tol'ko chto okonchivshii Madrasskii universitet, plyl na korable v Evropu, chtoby prodolzhit' obrazovanie v Anglii. Nezadolgo do etogo on proslushal u sebya v universitete kurs lekcii po kvantovoi mehanike znamenitogo nemeckogo teoretika Arnol'da Zommerfel'da. Izlagaya noveishie rezul'taty v oblasti kvantovoi statistiki, Zommerfel'd upomyanul i o tom, chto ee primenenie k osobomu tipu zvezd - belym karlikam - pozvolyaet ob'yasnit' ih udivitel'nye svoistva. Po doroge v Angliyu, razmyshlyaya nad uslyshannym, Chandrasekar zametil, chto v izlozhennoi v lekciyah Zommerfel'da teorii ne bylo uchteno odno obstoyatel'stvo, sushestvenno menyavshee delo. Tut zhe na korable Chandrasekar razvil utochnennuyu teoriyu, zapisav ee v prostoi shkol'noi tetradi. Zaklyuchenie, k kotoromu on prishel, kazalos' neveroyatnym: massy belyh karlikov ne mogut prevyshat' massu Solnca bolee chem v 1.4 raza, togda kak sredi obychnyh zvezd vstrechayutsya i v desyatki raz bolee massivnye. Molodoi chelovek srazu zhe osoznal znachenie etogo rezul'tata dlya ponimaniya togo, kak zvezdy konchayut svoyu dolguyu zhizn'. Cherez 53 goda, v 1983 godu, Chandrasekar stal Nobelevskim laureatom. Glavnoi zhemchuzhinoi, ukrashavshei mnogochislennye ego dostizheniya v izuchenii zvezd, byl, nesomnenno, etot samyi pervyi ego rezul'tat. Odnako do priznaniya bylo eshe daleko, i ponachalu velichaishie astrofiziki-teoretiki sochli rezul'tat molodogo indusa absurdnym i otkazalis' ego publikovat'...

Odnako nachnem po poryadku. S nastupleniem XX veka mir zvezd vpervye predstal lyudyam v svoem poistine udivitel'nom raznoobrazii. Do etogo molchalivo predpolagalos', chto vse zvezdy bolee ili menee podobny nashemu Solncu, hotya i mogut neskol'ko otlichat'sya ot nego v tu ili druguyu storonu po svoim osnovnym global'nym harakteristikam - masse, svetimosti i radiusu. V nachale veka bylo ustanovleno, chto dlya podavlyayushego bol'shinstva zvezd ih massa prakticheski odnoznachno opredelyaet i svetimost', i radius. Eto tak nazyvaemye zvezdy glavnoi posledovatel'nosti. K nim prinadlezhit i nashe Solnce. Krome togo, vyyasnilos', chto v mire est' takzhe zvezdy gigantskih razmerov, hotya i obychnyh mass. Ih radiusy zachastuyu vo mnogie sotni raz prevoshodyat radius Solnca. Eto tak nazyvaemye krasnye giganty i sverhgiganty. Temperatury ih naruzhnyh sloev - "poverhnostei" - neveliki, okolo 3000 gradusov. Poetomu cvet ih krasnovatyi. Vse krasno-zheltye zvezdy, kotorye my vidim na nebe prostym glazom, - eto krasnye giganty, vse drugie zvezdy, dostupnye nevooruzhennomu glazu, - eto zvezdy glavnoi posledovatel'nosti.

Otkrytie sushestvovaniya glavnoi posledovatel'nosti (termin, vvedennyi v 20-e gody A. Eddingtonom) i zvezd-gigantov, sdelannoe G. Resselom (SShA) i E. Gercprungom (Daniya), kazalos', ustanovilo nekii poryadok v mire zvezd. Nachalos' detal'noe statisticheskoe issledovanie chastoty vstrechaemosti zvezd raznyh svetimostei, mass i radiusov. V hode etoi raboty v 1910 g. sluchaino bylo sdelano otkrytie, vse znachenie kotorogo bylo osoznano gorazdo pozzhe. Ressel opisyvaet eto sobytie tak: "Ya byl u svoego druga ... professora E. Pikkeringa s delovym vizitom. S harakternoi dlya nego dobrotoi on predlozhil poluchit' spektry vseh zvezd, kotorye Hinks i ya nablyudali ... s cel'yu opredeleniya ih parallaksov. Eta chast' kazavsheisya rutinnoi raboty okazalas' ves'ma plodotvornoi - ona privela k otkrytiyu togo, chto vse zvezdy ochen' maloi absolyutnoi velichiny (to est' nizkoi svetimosti - V.V.I.) imeyut spektral'nyi klass M (i potomu ochen' nizkuyu poverhnostnuyu temperaturu - V.V.I.). Kak mne pomnitsya, obsuzhdaya etot vopros, ya sprosil u Pikkeringa o nekotoryh drugih slabyh zvezdah..., upomyanuv v chastnosti 40 Eridana B. Vedya sebya harakternym dlya nego obrazom, on tut zhe otpravil zapros v offis (Garvardskoi - V.V.I.) observatorii, i vskore byl poluchen otvet (ya dumayu, ot missis Fleming), chto spektr etoi zvezdy - A (tak chto ona belaya, a znachit goryachaya - V.V.I.). Dazhe v te paleozoiskie vremena ya znal ob etih veshah dostatochno, chtoby srazu zhe osoznat', chto zdes' imeetsya krainee nesootvetstvie mezhdu tem, chto my togda nazvali by "vozmozhnymi" znacheniyami poverhnostnoi yarkosti i plotnosti. Ya, vidimo, ne skryl, chto ne prosto udivlen, a bukval'no srazhen etim isklyucheniem iz togo, chto kazalos' vpolne normal'nym pravilom dlya harakteristik zvezd. Pikkering zhe ulybnulsya mne i skazal: "Imenno takie isklyucheniya i vedut k rasshireniyu nashih znanii" - i belye karliki voshli v mir issleduemogo".

Pochemu Ressel byl tak izumlen? Parallaks zvezdy 40 Eridana B, to est' rasstoyanie do nee, byl emu izvesten, i potomu po vidimomu blesku zvezdy on mog ocenit' svetimost'. Ona byla togo zhe poryadka, chto i u izuchavshihsya im holodnyh krasnyh zvezd spektral'nogo klassa M. No spektr etoi zvezdy, soobshennyi Fleming, svidetel'stvoval o vysokoi poverhnostnoi temperature. Poskol'ku polnyi potok izlucheniya s edinicy poverhnosti rastet kak chetvertaya stepen' temperatury, to est' ochen' bystro, razmer zvezdy dolzhen byt' ochen' mal. Tak kak 40 Eridana B - komponent dvoinoi zvezdy, ee massa byla izvestna (i ne byla anomal'no maloi). Otsyuda sledovalo, chto plotnost' ob'ekta dolzhna byt' ochen' bol'shoi. Edva li Ressel tut zhe v ume proizvel sootvetstvuyushii raschet, no esli by on ego vse zhe sdelal, to prishel by k oshelomlyayushemu vyvodu, chto srednyaya plotnost' veshestva etoi dosele nichem ne kazavsheisya primechatel'noi slaben'koi zvezdochki sostavlyaet okolo tonny v kubicheskom santimetre! Ni s chem podobnym do togo lyudi ne stalkivalis'. Hotya segodnya takimi plotnostyami ni astronomov, ni fizikov ne udivish' - v neitronnyh zvezdah plotnosti eshe v sto millionov raz vyshe - v svoe vremya sushestvovanie stol' plotnogo sostoyaniya veshestva predstavlyalos' sovershenno zagadochnym.

Obychno otkrytie belyh karlikov svyazyvayut (sudite sami, naskol'ko verno) s imenem amerikanskogo astronoma U. Adamsa, poluchivshego i izuchivshego v 1914 g. detal'nyi spektr drugogo podobnogo ob'ekta - sputnika yarchaishei zvezdy neba Siriusa, tak nazyvaemogo Siriusa B. Odnako na samom dele za god do etogo Van Maanenom byl poluchen spektr eshe odnogo belogo karlika - zvezdy Van Maanen 2.

Eti tri ob'ekta inogda nazyvayut klassicheskimi belymi karlikami. Posle ih otkrytiya nastupil dolgii pereryv, i lish' v 30-e gody spisok belyh karlikov popolnilsya novymi ob'ektami. Tak kak belye karliki obladayut maloi svetimost'yu, do nedavnego vremeni ih otkryvali glavnym obrazom nepodaleku ot Solnca. Odnako v poslednee vremya polozhenie sushestvenno izmenilos'. S pomosh'yu kosmicheskogo teleskopa im. Habbla belye karliki byli otkryty v dalekom sharovom skoplenii. Eto otkrytie bylo tol'ko chto (sentyabr' 2000 g.) okonchatel'no podtverzhdeno polucheniem spektrov etih ob'ektov na 8-metrovom teleskope Yuzhnoi Evropeiskoi observatorii.

Pochemu otkrytie belyh karlikov mozhno otnesti k chislu krupneishih dostizhenii astronomii XX veka? Ved' mozhno bez truda perechislit' desyatki novyh tipov interesneishih astronomicheskih ob'ektov, sushestvovanie kotoryh bylo ustanovleno za poslednie sto let. No issledovanie lish' nemnogih iz nih - i belye karliki v ih chisle - pozvolilo dat' otvet srazu na neskol'ko fundamental'nyh voprosov astronomii, opredelyayushih nashu segodnyashnyuyu kartinu mira zvezd i putei evolyucii kak samih zvezd, tak i veshestva vo Vselennoi.

Osnovnye harakteristiki belyh karlikov takovy. Eto goryachie (otsyuda slovo "belyi" v ih nazvanii) zvezdy nebol'shih mass (v srednem okolo 0.6 massy Solnca) i nizkih svetimostei (10^-2 - 10^-3 svetimosti Solnca). Kak uzhe govorilos', otlichitel'naya ih osobennost' - malye razmery, primerno s zemnoi shar. No v etom malom ob'eme nahoditsya massa poryadka solnechnoi, a potomu srednyaya plotnost' veshestva kolossal'na - poryadka 10⁶ g/sm³. Drugaya zamechatel'naya osobennost' belyh karlikov - prakticheski polnoe otsutstvie v ih nedrah vodoroda, etoi osnovnoi sostavlyayushei veshestva obychnyh zvezd. Teper' my znaem, chto belye karliki yavlyayutsya konechnym produktom evolyucii zvezd s nachal'nymi massami vplot' do neskol'kih mass Solnca.

Pervaya "usluga", kotoruyu belye karliki okazali astronomam, teper' uzhe pochti vsemi zabyta. Oni pozvolili ustanovit', chto obychnye zvezdy glavnoi posledovatel'nosti - gazovye. Vplot' do serediny 20-h godov bol'shinstvo astronomov (vsled za ih imenitym kollegoi - Resselom) schitali, chto krasnye giganty sostoyat iz gaza, zvezdy zhe glavnoi posledovatel'nosti - zhidkie. Pravda, Dzhins i nezavisimo ot nego Eddington ukazali na to, chto v zvezdah razmery atoma (poryadka 10^-8 sm) iz-za ionizacii umen'shayutsya do razmera atomnogo yadra (poryadka 10^-13 sm). Eto dolzhno privodit' k tomu, chto ionizovannoe veshestvo budet ostavat'sya gazom vplot' do gorazdo bol'shih plotnostei, chem obychnyi gaz iz molekul, a potomu vse obychnye zvezdy dolzhny byt' gazovymi. Belye karliki, fizicheskaya priroda kotoryh vplot' do 1926 g. ostavalas' zagadochnoi, svoei bol'shoi plotnost'yu naglyadno demonstrirovali, chto veshestvo zvezd mozhet byt' szhato znachitel'no sil'nee, chem v obychnyh zvezdah - ispol'zovannyi Eddingtonom sil'nyi dopolnitel'nyi argument v pol'zu gazovoi prirody zvezd glavnoi posledovatel'nosti.

V 1926 g. poyavilas' kvantovaya statistika i ponyatie vyrozhdennogo gaza. Eto dalo klyuch k ponimaniyu prirody belyh karlikov. Potrebovalos' vsego neskol'ko mesyacev, chtoby R. Fauler (Angliya) primenil eti novye idei k belym karlikam i, kazalos', okonchatel'no reshil problemu. V chem zhe zdes' delo?

V obychnom (nevyrozhdennom) gaze davlenie, kak horosho izvestno, proporcional'no proizvedeniyu plotnosti i temperatury. Kazalos' by, pri absolyutnom nule temperatury davlenie dolzhno obrashat'sya v nul'. Odnako esli gaz sostoit iz chastic s polucelym spinom - fermionov, v chastnosti, elektronov - to pri dostatochno nizkih temperaturah nachinaet proyavlyat'sya deistvie odnogo iz fundamental'nyh zakonov mikromira, tak nazyvaemogo zapreta Pauli. Eto privodit k tomu, chto davlenie szhatogo elektronnogo gaza ostaetsya konechnym i pri absolyutnom nule, prichem velichina davleniya zavisit tol'ko ot plotnosti, bystro vozrastaya pri ee uvelichenii (proporcional'no plotnosti v stepeni 5/3). Zametim vazhnoe dlya dal'neishego obstoyatel'stvo: takoi bystryi rost davleniya s uvelicheniem plotnosti oznachaet, chto v vyrozhdennom gaze pri ego szhatii srednie skorosti elektronov dolzhny vozrastat'.

Na pervyi vzglyad, vse eto ne imeet nikakogo otnosheniya k belym karlikam, temperatury v nedrah kotoryh, kak i u bol'shinstva obychnyh zvezd, poryadka desyatkov millionov kel'vinov. Odnako eto ne tak. Chem vyshe plotnost', tem vyshe ta temperatura, pri kotoroi gaz stanovitsya vyrozhdennym, t.e. nachinaet vesti sebya tak, kak esli by temperatura byla ravna nulyu. Pri plotnosti poryadka 10³ - 10⁴ g/sm³ elektronnyi gaz s temperaturoi poryadka 10 mln kel'vinov okazyvaetsya uzhe vyrozhdennym, tak chto ego davlenie prakticheski perestaet zaviset' ot temperatury i okazyvaetsya takim zhe, kak i pri absolyutnom nule! Poskol'ku plotnosti v belyh karlikah gorazdo vyshe, ih temperaturu formal'no mozhno schitat' ravnoi nulyu.

Fauler pervym ponyal, chto v belyh karlikah davlenie sozdaetsya vyrozhdennym elektronnym gazom i ustanovil, chto poetomu oni deistvitel'no dolzhny imet' razmery s zemnoi shar i plotnosti poryadka tonny v 1sm³. Vskore (nahodyas' eshe v Indii) Chandrasekar i nezavisimo ot nego E. Miln v Anglii rasschitali modeli vnutrennego stroeniya belyh karlikov. Oni ustanovili, chto iz-za sravnitel'no legkoi szhimaemosti vyrozhdennogo elektronnogo gaza ih razmery dolzhny byt' tem men'she, chem bol'she ih massa. Kazalos', vse raz'yasnilos', i nikakoi problemy zdes' bol'she net.

Odnako molodoi Chandrasekar obratil vnimanie na to, chto poskol'ku belye karliki bol'shih mass imeyut men'shii razmer, plotnost' v belom karlike s rostom massy vozrastaet. A kak uzhe govorilos', rost plotnosti v vyrozhdennom gaze soprovozhdaetsya rostom srednih skorostei elektronov. Yasno, chto eto ne mozhet prodolzhat'sya do beskonechnosti: v konce koncov skorosti vse bol'shei chasti elektronov budut stanovit'sya blizki k skorosti sveta, i dal'neishii rost skorostei nevozmozhen. (Nastupaet, kak govoryat, relyativistskoe vyrozhdenie). Eto dolzhno privodit' k umen'sheniyu skorosti rosta davleniya s plotnost'yu. Okazyvaetsya, chto pri plotnostyah, po poryadku velichiny bol'shih 10⁶ g/sm³, etot rost dolzhen proishodit' proporcional'no plotnosti v stepeni 4/3. Inache govorya, po dostizhenii plotnosti poryadka 10⁶ g/sm³ gaz dolzhen stanovit'sya bolee legko szhimaemym, a potomu umen'shenie radiusa s rostom massy dolzhno proishodit' bystree, chem po pervonachal'noi teorii. Sravnitel'no prostoi matematicheskii analiz pokazal, chto pri priblizhenii massy k nekotoromu kriticheskomu znacheniyu radius belogo karlika stremitsya k nulyu! Eta kriticheskaya massa, sostavlyayushaya 1.46 massy Solnca (dlya belogo karlika, ne soderzhashego vodoroda v nedrah), poluchila nazvanie chandrasekarovskogo predela. Formal'no po teorii Chandrasekara belyi karlik s massoi, ravnoi kriticheskoi, obladaet beskonechnoi plotnost'yu i nulevym radiusom. Eti zaklyucheniya kazalis' absurdnymi, i Chandrasekaru prishlos' vyderzhat' nelegkuyu bor'bu za pravo ih opublikovat'. Neskol'ko raz on poluchal otricatel'nye recenzii, odnako na konkretnuyu oshibku emu ukazat' ne mogli. Pervaya stat'ya Chandrasekara, soderzhashaya ne tol'ko utverzhdenie o sushestvovanii kriticheskoi massy, no i raschet ee znacheniya, vse zhe uvidela svet v 1931 g. God spustya, v 1932 g., sushestvovanie kriticheskoi massy bylo fizicheski ob'yasneno L.D. Landau (SSSR).

Dal'neishii analiz pokazal, chto est' dve prichiny, po kotorym v deistvitel'nosti radius belogo karlika kriticheskoi massy ostaetsya konechnym, tak chto beskonechnaya plotnost' ne dostigaetsya. Pervaya prichina - otlichie polya tyagoteniya ot n'yutonova, t.e. uchet effektov obshei teorii otnositel'nosti (S.A. Kaplan, 1949 g.) i vtoraya -nachalo neitronizacii veshestva. Zdes' delo v sleduyushem. Po dostizhenii nekotoroi kriticheskoi plotnosti, raznoi dlya veshestva, sostoyashego iz razlichnyh yader, elektrony nachinayut pogloshayutsya yadrami s prevrasheniem imeyushihsya v nih protonov v neitrony. Kak tol'ko nachinaetsya etot process, rost davleniya rezko zamedlyaetsya. V rezul'tate mehanicheskoe ravnovesie okazyvaetsya uzhe nevozmozhnym. Oba eti effekta (vtoroi okazalsya vazhnee pervogo), snimaya singulyarnost', privodyat lish' k nebol'shomu snizheniyu kriticheskoi massy.

Tot fakt, chto davlenie v belom karlike ne zavisit ot temperatury ego nedr, imeet vazhnye posledstviya. Mehanicheskoe ravnovesie belogo karlika opredelyaetsya balansom sil gravitacii i davleniya vyrozhdennoi elektronnoi komponenty gaza i polnost'yu otdeleno ot ego teplovoi struktury. Poetomu zvezda mozhet ostavat'sya v sostoyanii belogo karlika skol' ugodno dolgo. Postepenno vysvechivaya zapasennuyu v nedrah teplovuyu energiyu postupatel'nogo dvizheniya atomnyh yader (dlya nih vyrozhdeniya net), belyi karlik budet ostyvat', prakticheski ne menyaya svoih razmerov, primerno tak zhe, kak ostyvaet bulyzhnik. Tak kak svetimosti belyh karlikov maly, zapasennoi v nih teplovoi energii hvataet nadolgo. Teoriya ostyvaniya belyh karlikov byla razvita v 1952 g. nezavisimo i odnovremenno (i s absolyutno sovpavshimi rezul'tatami) S.A. Kaplanom (SSSR) i L. Mestelom (Angliya). Kogda belyi karlik dostatochno sil'no ostynet, ego iony dolzhny vystraivat'sya v kristallicheskuyu reshetku, tak chto takoi belyi karlik i gazovyi, i kristallicheskii odnovremenno!

Osnovnoe predskazanie teorii Chandrasekara - zavisimost' radiusa belogo karlika ot ego massy - poluchilo nablyudatel'noe podtverzhdenie, chto odnovremenno dokazalo otsutstvie vodoroda v nedrah belyh karlikov.

Teoriya stroeniya belyh karlikov s ochevidnymi v principe, no trudno realizuemymi modifikaciyami - eto odnovremenno i teoriya stroeniya neitronnyh zvezd. Trudnost' zdes' v plohom znanii vida zavisimosti davleniya ot plotnosti dlya veshestva neitronnyh zvezd. Odnako osnovnoe utverzhdenie klassicheskoi teorii belyh karlikov - sushestvovanie predel'noi massy - perenositsya i na neitronnye zvezdy.

Upomyanem - k sozhaleniyu, na bol'shee net mesta - chto ponimanie stroeniya belyh karlikov i prezhde vsego nalichiya u nih predel'noi massy v konechnom schete opredelilo vsyu sovremennuyu kartinu togo, kak zvezdy razlichnyh mass zakanchivayut svoi zhiznennyi put'. Eto odno iz fundamental'nyh dostizhenii estestvoznaniya XX veka.

Primechanie. Stat'ya napisana po zakazu dlya sbornika "Sto velikih otkrytii XX veka", izdanie kotorogo podgotavlivaetsya Institutom prikladnoi astronomii RAN.

Publikacii s klyuchevymi slovami: Chandrasekar - predel Chandrasekara - belyi karlik - neitronnye zvezdy - istoriya astronomii Publikacii so slovami: Chandrasekar - predel Chandrasekara - belyi karlik - neitronnye zvezdy - istoriya astronomii
Sm. takzhe: Srednevekovaya astronomiya iz abbatstva Mel'k NGC 2440: kokon novogo belogo karlika Antikiterskii mehanizm Kratkaya istoriya bystryh radiovspleskov Vzryvy na belom karlike RS Zmeenosca GW200115: modelirovanie sliyaniya chernoi dyry i neitronnoi zvezdy Karta goryachih pyaten na poverhnosti neitronnoi zvezdy J0030 Vse publikacii na tu zhe temu >>