Алексей Левин - Белые карлики. Будущее Вселенной

Свет в конце туннеля забрезжил лишь в начале второй половины прошлого века. Первыми (в 1951 г.) его узрели американский физик-теоретик австрийского происхождения Эдвин Солпитер и перебравшийся в Ирландию эстонский астроном Эрнст Эпик. Солпитер предположил, что в недрах звезд из семейства красных гигантов плотность вещества в 100 000 раз больше плотности воды, а температура превышает 100 млн K. Его вычисления показали, что в этих условиях ядро бериллия-8, несмотря на эфемерный жизненный срок, имеет некоторый шанс столкнуться с ядром гелия. Этот вывод базировался на недавно открытом физиками-экспериментаторами из группы Уильяма Фаулера свойстве бериллия-8 иметь метастабильное (то есть очень короткоживущее, но все же менее эфемерное) основное состояние. Его можно возбудить посредством слияния двух альфа-частиц с энергиями не выше 95 кэВ, которые могли присутствовать в достаточном количестве как раз при таких температурах. Правда, даже при подобном раскладе вероятность столкновений ядер бериллия-8 с альфа-частицами оставалась крайне малой, поскольку в каждый момент времени число этих ядер в миллиард раз меньше числа альфа-частиц. К такому же выводу пришел и Эпик, хотя его заключение было более спекулятивным, ибо он, в отличие от Солпитера, не знал о бериллиевом резонансе.

Казалось бы, радости мало. Однако через год гостивший в Калифорнийском технологическом институте английский астрофизик Фред Хойл получил удивительный результат. Он чисто теоретически показал, что вероятность объединения бериллия-8 и гелия-4 в углерод-12 становится вполне реальной, если у ядра углерода имеется энергетический уровень, на 7,65 МэВ превышающий энергию его основного состояния. Хойл и понятия не имел, существует ли такой уровень в действительности, однако был абсолютно уверен, что это так, поскольку не видел иного пути термоядерного синтеза углерода. Для подтверждения своих предположений он попросил Фаулера провести необходимый эксперимент. И уже через десять дней Фаулер и его коллеги открыли возбужденное состояние ядра углерода с предсказанной энергией!

Дальнейшее было делом техники. Космическим синтезом элементов заинтересовалась плеяда блестящих физиков, которые быстро прояснили основные этапы этого процесса. Уже в 1957 г. супруги Джеффри и Маргарет Бербидж, Фаулер и Хойл опубликовали огромную (104 страницы!) статью [25] Burbidge, E. Margaret; Burbidge, G. R.; Fowler, William A.; Hoyle, F. Synthesis of the Elements in Stars (1957) // Reviews of Modern Physics, 29 (4): 547–650. , содержащую общую теорию звездного нуклеосинтеза, которая остается в силе и по сей день. И конечно, она полностью объясняет синтез элементов, из которых состоят все без исключения белые карлики.

А в заключение — информация для любителей исторических парадоксов. Релятивистская формула E = mc 2 и концепция энергии связи естественным образом объясняют, почему масса ядра отличается от суммы масс его компонент. Однако мало кто знает, что впервые сходную идею высказал французский химик Жан де Мариньяк, подошедший к гипотезе, что устойчивость составной частицы объясняется потерей массы при ее образовании из более простых компонент, причем сделал он это в 1861 г., за 18 лет до рождения Альберта Эйнштейна. Приходится признать, что наши предки отнюдь не отличались недостатком серого вещества.

Астрономов (и не только их) давно интересует, когда возник наш звездный дом — наша Галактика. Время ее жизни можно определять разными способами, в том числе и с участием белых карликов.

После всего сказанного читатель может догадаться, что этот метод основан на мониторинге их свечения. Недра абсолютного большинства белых карликов состоят либо из смеси кислорода и углерода, либо из гелия. В гелиевые карлики превращаются звезды, масса которых как минимум вдвое меньше массы Солнца. Эти светила весьма многочисленны, но они сжигают водород крайне медленно и посему живут десятки и сотни миллиардов лет. Пока им просто не хватило времени исчерпать свое водородное горючее и перейти на следующий этап (очень немногочисленные гелиевые карлики, обнаруженные к настоящему времени, обитают в двойных звездных системах и образовались совсем другим путем).

Коль скоро белый карлик не может поддерживать реакции термоядерного синтеза, он светит за счет накопленной энергии, и его температура медленно уменьшается. Скорость такого охлаждения можно вычислить, и на основании этих данных определить время, потребное для снижения температуры поверхности от первоначальной температуры (100 000–150 000 K) до наблюдаемой. Поскольку нас интересует возраст Галактики, следует искать самые долгоживущие, а потому и самые холодные белые карлики. Современные оптические телескопы позволяют обнаружить карлики с температурой поверхности менее 4000 K, светимость которых в 30 000 раз меньше солнечной. Пока что таковые не найдены — либо их нет вообще, либо очень мало. Следовательно, наша Галактика не может быть старше 15 млрд лет, иначе такие звезды присутствовали бы в заметных количествах.