Почему Е=mc?? И почему это должно нас волновать - Джефф Форшоу Страница 38

Со временем звезда исчерпает свои запасы гелия и начнет сжиматься еще больше. Когда температура ее ядра превысит 500 миллионов градусов, это создаст условия для сжигания углерода и производства множества тяжелых элементов, вплоть до железа. У вас красная кровь, потому что она содержит железо, конечный продукт процесса ядерного синтеза, протекающего в сердце звезд. Более тяжелые элементы, чем железо, не могут образовываться в недрах звезд, поскольку существует закон, согласно которому, если ядра тяжелее ядра атома железа, слияние с другими ядрами не приводит к выделению энергии. Другими словами, прибавление протонов или нейтронов к ядру атома железа только сделает его тяжелее (а не легче, что требовалось бы для того, чтобы процесс ядерного синтеза мог выступать в качестве источника энергии). Более тяжелые ядра, чем ядро атома железа, предпочитают излучать протоны или нейтроны, как мы видели ранее на примере урана. В таких случаях общая сумма массы продуктов меньше массы исходного ядра, а значит, энергия выделяется при делении тяжелого ядра, а не при его синтезе. Железо – это особый случай, своего рода «ядро Златовласки», а это означает, что железо – чрезвычайно стабильный элемент.

Не имея в своем распоряжении других источников энергии для того, чтобы предотвратить неизбежное, звезда, ядро которой богато железом, оказывается в точке невозврата, и гравитация начинает свою упорную работу. Теперь у звезды остается только один, последний шанс предотвратить полный коллапс. Она становится настолько плотной, что электроны, находящиеся поблизости с того самого момента, как отделились от атомов водорода, сопротивляются дальнейшему сжатию согласно принципу запрета Паули. Принцип Паули – важный элемент квантовой теории, действие которого играет решающую роль в сохранении стабильности и структуры атомов. Грубо говоря, этот принцип гласит, что существует предельное расстояние, на которое электроны могут приблизиться друг к другу. В звезде с высокой плотностью электроны оказывают давление вовне, которое увеличивается по мере ее сжатия и в конце концов становится настолько сильным, что может предотвратить дальнейший гравитационный коллапс. Когда это происходит, звезда оказывается в ослабленном, но невероятно долговечном состоянии. У такой звезды нет топлива для сжигания (именно поэтому и начался процесс сжатия), но давление электронов предотвращает процесс дальнейшего сжатия. Эта звезда, которую называют белым карликом, – медленно увядающий памятник безвозвратно утраченному величию, некогда яркий творец элементов жизни, сжатый до размера небольшой планеты. За период, продолжительность которого гораздо больше возраста Вселенной, белые карлики остынут настолько, что перестанут быть видимыми. Здесь следует вспомнить прекрасные слова основоположника теории Большого взрыва Жоржа Леметра ^[40], сказанные по поводу неизбежного путешествия всего сущего из света во тьму, которого не миновать даже звездам: «Эволюцию Вселенной можно сравнить со зрелищем только что закончившегося фейерверка: несколько тлеющих угольков, пепел и дым. Стоя на остывшем пепелище, мы видим медленно угасающие звезды и пытаемся воскресить в памяти исчезнувшее великолепие начала миров».

На протяжении всей книги мы пытались детально объяснить читателю, почему все устроено так, а не иначе, и привести соответствующие аргументы и доводы. Представленное здесь описание устройства звезд может показаться слишком замысловатым – мы действительно отклонились от своего обстоятельного стиля объяснений. Вы даже можете нам возразить примерно в таком ключе: поскольку провести лабораторные эксперименты непосредственно на звездах невозможно, мы не можем быть уверены, что они устроены именно так. Но причина нашей краткости на самом деле не в этом, а в том, что излишняя детализация увела бы нас слишком далеко от темы. В качестве подтверждающих доказательств должно быть достаточно прекрасной работы Хойла и успеха таких экспериментов, как детектор Super-Kamiokande, к которым следует добавить замечательный прогноз индийского физика Субраманьяна Чандрасекара ^[41]. В начале 30-х годов XX столетия, вооружившись общепризнанными физическими законами, он выдвинул гипотезу о существовании верхнего предела массы любого (невращающегося) белого карлика. По первоначальным оценкам ученого такая предельная масса составляла одну солнечную массу (другими словами, массу Солнца). Впоследствии были выполнены более точные вычисления, позволившие получить значение 1,4 солнечной массы. В тот период, когда Чандрасекар проводил свои исследования, была обнаружена только горстка белых карликов. В наше время известно около 10 тысяч звезд такого типа, причем масса большинства из них близка к массе Солнца. Ни один белый карлик не имеет массу, превышающую предел Чандрасекара. В области физики одна из истинных радостей состоит в том, что законы, открытые в процессе проведения кабинетных экспериментов в стенах земных лабораторий, применимы ко всей Вселенной. Субраманьян Чандрасекар сделал свой прогноз, исходя из подобной универсальности физических законов. Именно за эту работу он получил Нобелевскую премию. Подтверждение истинности его прогноза – одно из доказательств, позволяющих физикам обрести уверенность в том, что они действительно знают, как устроены звезды.

Всем ли звездам суждено завершить свой жизненный путь подобно белым карликам? Вышесказанное позволяет предположить, что да, но это еще не вся история: в нашем рассказе было одно узкое место. Если масса белого карлика не может превышать 1,4 солнечной массы, то что происходит с более крупными звездами? Если отбросить вероятность того, что они могут сбрасывать свое вещество таким образом, чтобы не превышать предел Чандрасекара, остается два альтернативных варианта их участи. В обоих случаях большая исходная масса означает, что по мере дальнейшего сжатия электроны начинают со временем двигаться со скоростью, близкой к скорости света. Когда это происходит, деваться некуда: давления электронов недостаточно для противодействия силе гравитации. Для таких массивных звезд следующая остановка – это нейтронная звезда, в которой в последний раз начинается процесс ядерного синтеза. Протоны и электроны перемещаются настолько быстро, что достигают уровня, когда у них появляется достаточно энергии для запуска процесса слияния протонов и электронов, сопровождающегося созданием нейтронов. Эта реакция представляет собой процесс, обратный процессу радиоактивного бета-распада, в ходе которого нейтрон самопроизвольно распадается на протон и электрон, выделяя при этом нейтрино. Так все протоны и электроны постепенно превращаются в нейтроны, и звезда становится не чем иным, как сгустком нейтронов. Плотность нейтронной звезды просто поразительна: одна чайная ложка вещества такой звезды весит больше, чем гора. Масса нейтронных звезд больше массы Солнца, но они сжаты до размера большого города ^[42]. Многие из известных нейтронных звезд вращаются с огромной скоростью и выбрасывают в пространство пучки радиоактивного излучения, подобно космическим маякам. Эти звезды известны как пульсары и относятся к числу настоящих чудес Вселенной. Масса некоторых пульсаров почти в два раза превышает массу Солнца, хотя их диаметр всего 20 километров, и они совершают более 500 оборотов в секунду. Представьте себе, какие неистовые силы действуют на таком объекте. Мы с вами открыли чудеса, не поддающиеся воображению.