Империя звезд, или Белые карлики и черные дыры - [72]

Чандре очень хотелось заниматься белыми карликами, ведь еще многое было не ясно. К примеру, что может произойти, если они вращаются или пульсируют. Однако Чандра считал, что, придерживаясь своей точки зрения, он, по существу, воюет с ветряными мельницами. Эддингтон никогда не изменит своего решения. Поэтому Чандра решил забыть о белых карликах. Позже он опубликовал «Принципы звездной динамики» — элегантное, очень сложное математическое исследование, касающееся равновесия галактик и солнечных систем, в котором всячески избегал белых карликов.

В 1939 году за эту крайне интригующую тему взялся Гамов. Он решил использовать новую ядерную физику Бете, в которой анализировалось излучение звезд и поворотный момент в их эволюции, наступающий после полного сгорания топлива и последующего старения. Гамов разработал сценарий эволюции, который предполагал, что излучение стабильных звезд растет до тех пор, пока они не сожгут весь свой водород. Затем они сжимаются, их свет тускнеет, и в конце концов они превращаются в белых карликов, если их масса меньше критической. Те же звезды, масса которых превышает предел Чандрасекара, взрываются, образуя сверхновую звезду, и в конечном итоге превращаются в нейтронные звезды. Вслед за Бете он пришел к выводу, что источник излучения тяжелых звезд, таких как красные гиганты, не водород. Гамов предположил, что эти образования — молодые звезды и излучают они благодаря гравитационному сжатию частиц газа, из которых состоят. В конце концов они тоже начнут сжигать водород, как и звезды с меньшей массой, и взорвутся, образуя фрагменты белого карлика.

Чандра прекрасно ориентировался в проблемах, связанных со стабильностью звезд. Его сильной стороной было определение момента, с которого звезда начинает коллапсировать. Он заметил ошибку в доказательствах Гамова. Проблема была очень сложной, и Чандра решил еще раз обратить свое внимание на белых карликов. Теперь уж — в последний раз.

Миллиарды лет, в течение которых звезда находится в своем расцвете, она сжигает водород в ядре и преобразует его в гелий, оставляя гелиевую «золу». Водород в центре горит первым, потому что именно там его концентрация максимальна, да и температура выше. Эта фаза называется горение водородного ядра. Когда ядра атомов водорода (протоны) объединяются, в результате процесса синтеза получается гелий, при этом высвобождается энергия, а водородное ядро постепенно превращается в гелиевое.

Гамов сделал сильное предположение, что звезда сжигает весь свой водород, но, по мнению Чандры, это означало, что у нее становится все более тяжелое гелиевое ядро. Это его озадачило. Он решил разобраться в проблеме вместе с бразильским аспирантом Марио Шёнбергом, который знал ядерную физику звезд лучше, чем Чандра[55].

Чандра и Шёнберг хотели понять, действительно ли это новое гелиевое ядро может оставаться стабильным без коллапса и взрывов в течение всего процесса горения водорода. Они получили неожиданный результат: гелиевое ядро достигает максимальной массы не коллапсируя, когда сгорает лишь 10 процентов водорода. (Это вошло в науку как предел Чандры — Шёнберга.) Но что же происходит потом?

Если общая масса звезды ниже верхнего предела Чандры, она заканчивает свою жизнь как белый карлик. Если нет, тогда (вспомним Милна) звезда должна выбросить достаточное количество вещества, чтобы ее масса оказалась ниже верхнего предела, а затем, пройдя через серию вырожденных ядер, достигнуть полностью вырожденного состояния. Существует только один способ сделать это — взорваться, то есть стать сверхновой. До сих пор Чандра и Шёнберг не рассматривали возможность коллапса звезды. Они предположили, что каким-то образом она превратится в белого карлика.

Чандра и Шёнберг показали, что звезды не так долго находятся в стабильном состоянии, как все думали. Следующий вопрос заключался в том, чтобы определить промежуточный этап, после которого они начинают превращаться в белых карликов или нейтронные звезды. Для ответа на этот вопрос они обратили свое внимание на звезды в звездных скоплениях.

В некоторых областях межзвездного пространства, называемых «туманностями», присутствует достаточное количество вещества для образования звезд. Большинство звезд родилось в этих звездных «яслях» примерно в одно и то же время. Как обнаружил Стрёмгрен, состояние звезды определяется ее массой и содержанием водорода, а внешний вид изменяется по мере его сгорания. На основе теоретических открытий Чандры и Шёнберга астрофизикам удалось построить модели звезд, в которых предполагалось, что после достижения предела Чандры-Шёнберга, то есть когда сгорает 10 процентов водорода звезды, в ее жизни начинается новый эволюционный процесс.

Как только звезда достигает предела Чандры-Шёнберга, ядро гелия начинает остывать. Давление излучения уменьшается, и теперь уже гравитация доминирует в «перетягивании каната» двумя противостоящими силами. Это приводит к тому, что гелиевое ядро сжимается и снова нагревается до такой степени, что уже и водородная оболочка, окружающая ядро, начинает гореть. Огромный внешний слой звезды расширяется, и звезда превращается в красный гигант. Таким образом, красные гиганты — это звезды в заключительной стадии эволюции, а не молодые, как предполагал Гамов. Они в 10-100 раз больше Солнца — шириной около 160 миллионов километров (радиус орбиты Земли вокруг Солнца) и в 100-1000 раз ярче.