Как появляются звезды типа белый карлик

Как были открыты звезды-белые карлики - Вырожденные звезды и вырожденное вещество - Что представляют собой белые карлики

В 1844 году, немецкий математик Фридрих Бессель исследовал, как перемещается по небу Сириус, ярчайшая звезда северного неба. Оказалось, что движется Сириус не по прямой, а по синусоиде, т.е. своеобразной волнистой линии.

Как были открыты звезды-белые карлики

У Бесселя не было причин сомневаться в законах Ньютона. Если тело не движется по прямой, значит, на него действует некая сила. А единственная сила, влияющая на движение небесных тел,- сила тяготения. Значит, Сириус притягивается каким-то другим телом, находящимся поблизости от него. Поскольку траектория движения Сириуса подобна синусоиде, значит, невидимое тело постоянно находится около звезды, то с одной то с другой стороны. Иными словами, невидимое тело обращается вокруг Сириуса, заставляя и его описывать кривую линию.

Двойные звезды пары Сириус А-B. Сириус А можно найти без труда, а вот белый карлик Сириус B я выделил кружком

Фридрих Бессель сделал единственный правильный вывод: Сириус – это двойная система и мы видим только одного из её членов. Спутник же его слишком слаб и потому с Земли невидим. Почему Бесселю удалось сделать такой вывод не имея никаких фактов, кроме странного движения Сириуса? Потому что он знал физику и был уверен в справедливости законов Ньютона.

В 1863 году американский астроном Алван Кларк, испытывая новый объектив для телескопа, заметил около Сириуса слабую звездочку. Провели наблюдения, и выяснилось, что звездочка и Сириус обращаются около общего для них центра масс 1 раз за 50 лет. Так была открыта вторая звезда из пары – Сириус B. Теория Бесселя блестяще подтвердилась.

В 1924 году Уолтеру Адамсу удалось получить спектр Сириуса В, и тогда обнаружилось, что температура на поверхности этой слабенькой звездочки вдвое выше, чем температура поверхности нашего Солнца. И это было очень удивительно.

Что же такого удивительного было в спектре Сириуса B? Сами посудите:

Количество энергии, излучаемой звездой, пропорционально четвертой степени температуры и квадрату радиуса звезды.

И если бы Сириус В по размерам был подобен Солнцу, то должен был излучать в 16 раз больше, чем наше дневное светило. То есть быть такой яркой звездой, что его должно было хорошо быть видно с Земли даже без телескопа. А в реальности эта звезда едва видна даже в телескоп!

Значит… Сириус В должен иметь значительно меньшие размеры, относительно Солнца. Какого же размер должна быть звезда, с температурой и светимостью Сириуса B? Оказалось, что её радиус его должен составлять около 10000 километров – чуть больше, чем радиус Земли!

Факт легко подтверждался расчетами, однако поверить в него было сложно. Артур Стэнли Эддингтон писал в книге “Звезды и атомы”, опубликованной в 1927 году:

“Сообщение спутника Сириуса после его расшифровки гласило: “Я состою из вещества, плотность которого в 3000 раз выше, чем все, с чем вам когда-нибудь приходилось иметь дело; тонна моего вещества – это маленький кусочек, который умещается в спичечной коробке”. Что можно сказать в ответ на такое послание? В 1914 году большинство из нас ответило так: “Полно! Не болтай глупостей!”

Сириус B принадлежал к новому типу звезд, получившему название белые карлики.

Вырожденные звезды и вырожденное вещество

Вскоре астрономам пришлось принять существование белых карликов как данность. Но, сначала их приняли просто как факт. И лишь полтора десятилетия спустя поняли, почему белые карлики имеют такие маленькие размеры и такую большую плотность.

Английский астрофизик Артур Милн в 1930 году первым предположил, что в белых карликах, находится некое “вырожденное вещество”. Что это значит?

Любая звезда находится в равновесии, потому что в ней противоборствуют две равные силы:

• Сила тяжести
• Давление

Все частицы вещества притягиваются друг к другу – действуют силы тяжести. Тяжесть стремится сжать звезду.

Но звезда горяча. Частицы в ней хаотически движутся, создавая газовое давление. Давление газа стремится звезду расширить. Температура на поверхности Солнца достигает 6 тысяч градусов, а в недрах – до 20 миллионов градусов!

Обычное газовое давление тем больше, чем выше температура. В нормальных звездах, подобных Солнцу, давление газа способно уравновесить силу тяжести в любой точке звезды. Будь звезда чуть-чуть горячее, она стала бы расширяться (газовое давление оказалось бы больше, чем сила тяжести), но при расширении она стала бы остывать, как и положено газу. Давление упало бы, и расширение прекратилось.

В стационарных звездах обе силы находятся в строгом равновесии друг с другом. Но если сила тяжести существует в звезде всегда, то этого нельзя сказать о газовом давлении. Ведь для того чтобы газ был нагрет, нужна какая-то причина, какая-то, грубо говоря, “печка”. Что же поддерживает температуру звезды?

Это был главный вопрос астрофизики; почему звезды светят? Гипотез по этому поводу выдвигалось много. Лишь в тридцатые годы 20-го века проблема стала проясняться – были открыты ядерные реакции и превращения элементов друг в друга с высвобождением энергии.

Сравнение размеров Солнца (желтый карлик) и Сириус B (белый карлик).

Однако какими бы ни были источники нагрева звезды, они должны себя в конце концов исчерпать. Что случится со звездой после этого? Звезда остынет, как печка без дров, и газовое давление уменьшится. Но тогда сила тяжести начнет сжимать звезду. До каких пор? Одно из двух. Либо отыщется другой вид давления, отличный от обычного газового, и сжатие будет остановлено, либо… Либо такого давления не найдется, и звезда будет сжиматься бесконечно!

До появления квантовой механики астрономы не знали иного давления, кроме давления нагретого газа. Квантовая механика позволила сделать шаг вперед. Оказалось, что даже абсолютно холодный газ (0 градусов по шкале Кельвина) обладает вполне определенным остаточным давлением, причем настолько большим, что оно способно остановить сжатие звезды.

Дело в том, что в квантовой механике существуют два сорта элементарных частиц, различных по своим характеристикам. Поскольку в микромире все свойства меняются не непрерывно, а порциями, квантами, то и вращение элементарных частиц тоже описывается не угловой скоростью, а дискретным квантовым числом – спином. Спин частицы может быть целым (0, 1, 2 и т. д.) или полуцелым (1/2, 2/3 и т. д.).

Поведение частицы зависит от того, целый у нее спин или полуцелый. Еще в начале 1920-х годов, когда квантовая механика только начиналась как научная дисциплина, индийский физик Шатьендранат Бозе (а затем Эйнштейн) описал поведение частиц, обладающих целым спином. Теперь такие частицы называют бозонами. А поведение частиц с полуцелым спином описывается квантовой статистикой, созданной Ферми и Дираком и названной их именами.  Сами же частицы называют фермионами.

Бозонами являются фотоны и нейтрино. А протон, электрон, нейтрон являются фермионами.

В квантовой механике существует принцип Паули, который гласит: в одном и том же квантовом состоянии не могут находиться сразу две (и больше) частицы с полуцелым спином. Фермионы не могут обладать одинаковыми энергиями или импульсами! А теперь заглянем внутрь звезды. Источники нагрева исчерпаны, звезда остывает. Представим, что она совсем остыла – температура ее стала равной абсолютному нулю. Естественно, что вся тепловая энергия частиц (энергия их хаотического движения) тоже исчезла. Нет хаотического движения, нет и давления. Ничто не противостоит тяжести, стремящейся сжать звезду.

Ничто ли? Звезда ведь состоит из атомных ядер, протонов, электронов, нейтронов, в общем – из фермионов. И значит, в остывшей звезде действует квантовая статистика Ферми – Дирака, действует и принцип Паули. Две частицы не могут обладать одинаковыми импульсами! Когда мы говорим, что в абсолютно холодной звезде прекращается всякое движение, это справедливо только для одной-единственной частицы. Одна частица действительно обладает нулевым импульсом. Но именно поэтому любая другая частица должна иметь импульс, отличный от нуля (действует принцип Паули!). Третья частица должна иметь еще больший импульс и так далее.

В звезде колоссальное число частиц (в Солнце их около 10⁵⁷). И как бы мало ни отличались импульсы частиц друг от друга, все же импульс самой энергичной из них окажется огромным. Но если есть импульс, то есть и давление. Если импульс частиц может оказаться большим, то велико может быть и давление.  Импульс самой быстрой частицы в такой системе называется граничным Ферми-импульсом, а описанный нами газ называется вырожденным Ферми-газом.

Схема того, как появляется звезда белый-карлик.

Если такой газ нагревать, то вырождение исчезнет – частицы приобретают хаотическое тепловое движение, освобождают уровни, на которых находились раньше, все больше и больше увеличивая свои импульсы… Итак, остывая, звезда сжимается. Частицы все сильнее прижимаются друг к другу. Частиц очень много, граничный импульс Ферми очень велик. Наступает вырождение – давление вырожденного газа становится больше, чем обычное тепловое давление. А если сжатие продолжается, то давление вырожденного газа способно даже уравновесить силу тяжести!

Теория вырожденных звезд была развита в 1931 году астрофизиком Субраманьяном Чандрасекаром. В статье “Сильно сжатая конфигурация звездной массы” он описал звезду из вырожденного газа протонов и электронов. И тут-то вдруг оказалось, что открытые почти сто лет назад белые карлики прекрасно описываются законами квантовой механики, законами статистики Ферми – Дирака.

Что представляют собой белые карлики

В белых карликах давление вырожденного газа как раз таково, что уравновешивает силу тяжести. Плотность вещества в белых карликах (1 т/см ) достаточна для создания нужного давления. Наконец, размеры звезд (10 000 км) достаточны для создания нужной плотности. Все прекрасно сходилось!

Конечно же, температура белых карликов, наблюдаемых в телескопы, не равна абсолютному нулю. Тот же Сириус B нагрет до 10 тысяч градусов. Но что значит тепловая энергия, соответствующая этой температуре, по сравнению с энергией вырождения? Капля в море… Поэтому белые карлики хорошо описываются уравнениями, выведенными для абсолютно холодного вещества.

И еще один очень важный вывод сделал Чандрасекар. Дело в том, что давление вырожденного газа из протонов и электронов тоже не может расти безгранично. Наступит момент, когда и оно не сможет противостоять тяжести. Для этого нужно, чтобы тяжесть превысила некоторый предел. А для этого, в свою очередь, нужно, чтобы масса звезды была больше некоторого критического значения – ведь именно масса звезды и создает тяжесть!

Вывод был прост: должна существовать предельная масса белого карлика. Чандрасекар рассчитал величину этой предельной массы, известной сейчас как Предел Чандрасекара.

Она оказалась равной 1,4 массы Солнца в том случае, если белый карлик состоит из гелия. Работа Чандрасекара произвела огромное впечатление – она объясняла существование наблюдаемого класса звезд, она определяла этим звездам место в общем ряду. Белые карлики, следовало из работы Чандрасекара,- это звезды после исчерпания источников энергии. Другими словами: белые карлики – конечная стадия жизни звезд.

Далеко не все звезды после «смерти» превращаются в белые карлики, более массивные звезды могут образовать нейтронную звезду или даже черную дыру.

Конечно, забегая вперед, важно отметить: все это справделиво, но далеко не для всех типов звезд! Некоторые из них настолько велики, что просто физически не могут сжаться в белый карлик, оставляя после себя нейтронную звезду или даже черную дыру. Однако эти открытия были сделаны несколько позднее.

Для сайта starcatalog.ru, компиляция из открытых источников сети интернет, и книги  Павла Рафаэловича Амнуэля, “Загадки для знатоков”