Компактные звезды15.01.2016 11:07

Астрофизик Александр Потехин о белых карликах, парадоксе плотности и нейтронных звездах

Большинству людей, наверное, известно, что звезды, которые мы видим на небе, представляют собой гигантские газовые раскаленные шары радиусом в сотни тысяч километров. Но среди звезд существует определенный класс объектов, которые на эти шары совсем не похожи, — это так называемые компактные звезды. И они представляют собой особый интерес для науки — не только для астрономии, но и для физики, в частности для фундаментальной физики. Что это такое? Это звездочки, которые на самом деле невооруженным глазом не увидишь, их можно увидеть только в специальные телескопы, особенно мощные, а еще лучше, если это будут рентгеновские телескопы. Но рентгеновские излучения никакой рентгеновский телескоп не увидит с Земли, потому что земная атмосфера рентгеновские излучения полностью блокирует. Поэтому компактные звезды наблюдают особенно успешно с помощью телескопов на орбитальных обсерваториях. Среди них есть, в свою очередь, несколько классов. Первый класс, который исторически был открыт самым первым и, наверное, по количеству объектов, которые на сегодня известны, тоже первый, — это белые карлики. Их, кстати, вполне можно наблюдать и с Земли, в отличие от других двух классов. Другие два класса — это нейтронные и кварковые звезды. Я вкратце расскажу о том, как эти три класса объектов были открыты и чем они интересны для физики.

Начну с белых карликов. Белые карлики недаром так называются: в названии отражен и их цвет, и их размер. Впервые, наверное, можно сказать, что белый карлик наблюдал Уильям Гершель — тот самый знаменитый английский королевский астроном, который открыл планету Уран. Он наблюдал звезду 40 Эридана — она так называется — и занес ее в свой каталог как двойную звезду. Впоследствии выяснилось, что второй компонент этой системы представляет собой белый карлик. Но тогда — это было в конце XVIII века, в 1785 году — об этом еще не подозревали. Следующий шаг был сделан в середине XIX века знаменитым немецким математиком Фридрихом Бесселем, учеником Гаусса. Он был не только математиком, но и астрономом и возглавлял Кенигсбергскую астрономическую обсерваторию. Как начальник этой обсерватории, он изучал архивные данные. Изучив архивные данные по восхождению разных звезд, то есть по тому месту, где над земной поверхностью показывается та или иная звезда, и по измерению направления на восхождение той или иной звезды, он обнаружил удивительную вещь. Проанализировав данные наблюдения за сто лет, он обнаружил, что две звезды — Сириус и Процион — восходят не точно в одном и том же месте, а это место слегка сдвигается, то вправо, то влево, причем сдвигается строго по синусоиде. И Бессель сделал вывод, что у каждой из этих звезд есть сообщница, есть компаньонка, которую мы не видим, но которая своей гравитацией на нее влияет и сдвигает ее то туда, то сюда. Он опубликовал заметку в лучшем астрономическом английском журнале, но на нее не очень обратили внимание, потому что людям было трудно себе представить в то время, что может быть звезда, которая сравнима по массе с обычной звездой, большой звездой, например с Сириусом или Проционом (она должна быть сравнима по массе, чтобы влиять на их положение), и в то же время такая, что ее невозможно различить ни в один самый мощный из тогда существовавших телескопов.

Эти звезды на самом деле открыли и различили при помощи телескопов, но уже после смерти Бесселя. Примерно через 20 лет Элвин Кларк (сын известного американского изготовителя телескопов и совладелец его фирмы) при юстировке нового телескопа — 40-дюймового рефрактора, который и на сегодня остается самым большим из имеющихся телескопов-рефракторов, — наблюдал как раз Сириус и обнаружил маленькую, еле различимую звездочку вблизи Сириуса. Это и был Сириус B — первый открытый белый карлик. Точно так же еще через 20 лет, в 80-е годы XIX века, был открыт Процион B — спутник Проциона. То есть обе звезды, предсказанные Бесселем, были открыты наблюдательно.

Оставалось непонятным, почему они достаточно массивные и в то же время слабосветящиеся. Но дальше стало еще интереснее, потому что в 1910 году английский астроном Генри Рассел построил знаменитую диаграмму — она называется диаграмма Герцшпрунга — Рассела, которая связывает свет звезды с ее светимостью. И подавляющее большинство звезд уложились на одну кривую на этой диаграмме, которая называется главной последовательностью, но были некоторые звезды, которые из нее выпадали, причем выпадали очень сильно. И как раз спутники Сириуса и Проциона из нее выпали очень сильно вниз по светимости, то есть у них цвет был такой, как у ярких звезд, а светимость очень слабая. Известно, что цвет связан с температурой. Значит, если они по светимости такие же, как яркие звезды, значит, у них высокая температура, а светимость на несколько порядков меньше. Это означало, что их радиус при той же температуре должен был быть примерно в сто раз меньше, чем радиус обычной звезды. Впоследствии стали открывать больше таких звезд, их выделили в отдельный класс белых карликов.

Параллельно развивалась теория устойчивости звезд, устойчивости звездных атмосфер, и стало понятно, что большую роль в устойчивости звезд играет давление излучения, которое идет из их недр. Но если звезда очень компактная, то есть очень маленькая по размеру, и в то же время тяжелая, то на ее поверхности гравитация настолько сильная, что излучение не может удержать вещество, и вещество должно было бы падать к центру. Как же такие звезды могут существовать? Это так называемый парадокс плотности. Тут наблюдения пошли впереди физической теории, но совсем немного впереди, потому что как раз в это же время начала развиваться квантовая механика. И в квантовой механике Вольфганг Паули в 1924 году предложил свой знаменитый принцип Паули, который запрещает двум электронам занимать одну и ту же ячейку фазового пространства. Это означает, что если электроны сконцентрированы в очень небольшом объеме (а фазовое пространство — это пространство координат и импульсов), то, чтобы занять другую ячейку фазового пространства, они должны приобрести другой импульс, более высокий. Они не могут все иметь низкие импульсы. Соответственно, чем меньше объем, занимаемый одним и тем же количеством электронов, тем больше их импульс. А импульс связан с давлением. Соответственно, оказалось, что эти электроны, так называемые вырожденные электроны, и обеспечивают то давление, которое необходимо для устойчивости белых карликов.

Вырожденные электроны подчиняются статистике Ферми — Дирака. Эта статистика была открыта независимо Ферми и Дираком. Дирак в то время работал в Англии под руководством известного уже тогда английского физика Ральфа Фаулера. И вот как раз Ральф Фаулер догадался, что можно использовать статистику Дирака, для того чтобы объяснить существование и свойства белых карликов. Он это и сделал. То есть оказывается, что под действием гравитации вещество настолько сильно сжато, что вырожденные электроны поддерживают устойчивость белого карлика, и в то же время это же сжатие делает его очень горячим.

Следующий шаг был сделан Яковом Ильичом Френкелем, нашим отечественным физиком, но, к сожалению, тогда он остался незамеченным. Он предсказал предельную массу белого карлика. То же самое независимо от него двумя годами позже, в 1930 году, сделал известный англо-американский физик индийского происхождения Субраманьян Чандрасекар, и поэтому эта предельная масса называется пределом Чандрасекара. В чем состоит причина появления предельной массы? Дело в том, что электроны, как мы уже сказали, приобретают все более и более высокие энергии при сжатии, в конце концов их скорости приближаются к скорости света — электроны становятся релятивистскими, а релятивистские электроны по-другому оказывают влияние на давление. В результате при увеличении массы белого карлика давление перестает увеличиваться. И мы можем сыпать сколько угодно массы, а давление будет одним и тем же. К чему это приведет? К тому, что эта масса больше не будет удерживаться этим давлением и произойдет коллапс, то есть гравитационное сжатие. Белый карлик схлопнется к своему центру. При этом может образоваться нейтронная звезда, может образоваться кварковая звезда, еще существуют гибридные звезды — это комбинация нейтронной и кварковой звезд. Что такое нейтронная звезда? Нейтронная звезда состоит в основном из нейтронов, но и другие частицы там тоже имеются. И сжатие белого карлика к центру останавливается именно тогда, когда нейтроны начинают почти соприкасаться друг с другом. Эти компактные звезды — белые карлики, нейтронные звезды и кварковые звезды — служат идеальными, можно сказать, природными лабораториями фундаментальной физики сверхвысоких энергий. Потому что чем выше сжатие, тем выше энергия частиц, которые участвуют в этом сжатии. И в недрах белых карликов, нейтронных и кварковых звезд частицы имеют такие энергии и такие плотности и температуры, которые недостижимы в лабораториях на Земле. А многие белые карлики и большинство известных на сегодня нейтронных звезд имеют еще и магнитные поля, во много тысяч или даже миллионов раз для нейтронных звезд превосходящие максимально достижимые магнитные поля в земных лабораториях. Вот почему изучать компактные звезды очень полезно для определения свойств вещества для фундаментальной физики. К сожалению, тут есть один недостаток: мы, в отличие от земного эксперимента, не можем менять условия, мы можем только проводить наблюдения. И для того чтобы из наблюдений делать правильные физические выводы, нам нужно правильно интерпретировать. Например, тепловое излучение нейтронных звезд формируется в их атмосферах. И для того чтобы сделать правильные выводы об устройстве нейтронной звезды, нам нужно построить правильную теоретическую модель атмосферы нейтронной звезды, и то же самое относится к белым карликам. Сегодня достигнут очень большой прогресс не только в наблюдательной астрономии, но и в теоретическом построении моделей компактных звезд — как белых карликов, так и нейтронных звезд. И они реально уже помогают решать фундаментальные проблемы физики. Но существует много загадок. В частности, кварковые звезды, которые были предсказаны сразу после того, как было предсказано, что барионы состоят из кварков, до сих пор не открыты. Может быть, как и в случае белых карликов, тут теория идет немного впереди наблюдений.

Александр Потехин