Гравитация и относительность - Цзю Х.
Скачать (прямая ссылка):
Д Ж. УИЛЕР
Сверхплотные звезды
Средняя плотность Солнца примерно такая же, как и плотность воды. Плотность белых карликов порядка IO6 г/см3. Что будет со звездой, если она холодная и настолько плотная, что *в ее центре плотность вещества на много порядков превышает упомянутые только что значения, достигая и превышая ядерные плотности1)?
Слишком слабая и незаметная?
Никаких данных наблюдений, которые говорили бы
о существовании звезд солнечной массы с плотностью, близкой к плотности ядерного вещества, т. е. порядка IO14 г/см3, пока что нет. Диаметр такого объекта должен составлять примерно 30 км. Из-за очень высокой теплопроводности он должен быстро остыть. Даже если температура его поверхности так же высока, как на Солнце, излучаемая им мощность будет равняться той, которую
1J Данный обзор основывается на материалах отчета Гаррисона, Вакано и Уилера [1] и на дополнительных соображениях из работы Уилера [2], а также на данных работы [3]. Cm. также работы [4—6]. В отношении предварительного исследования коллапса звезды и оценки порядка величины массы, в котором показано, что критическая масса, соответствующая коллапсу нейтронной звезды, имеет тот же порядок, что и критическая масса звезды, поддерживаемой электронным давлением, см. работу [7]. Дальнейшему рассмотрению нейтронных звезд посвящена работа [8]. Cm. также [12, 16].
326
Глава 10
приносит на Землю свет Луны! Надежда увидеть такой слабый объект столь же мала, как и наблюдать планеты других звезд ‘).
Неизвестно, приводит ли астрофизическая эволюция к состоянию сверхплотной звезды
Более того, в настоящее время мы не можем даже сказать более или менее точно, сколько звезд в ходе своей эволюции должно прийти в состояние с такой высокой плотностью. Еще не решены проблемы, касающиеся выгорания водорода и гелия и превращения легких элементов в тяжелые. Еще предстоит выяснить, какое количество вещества выбрасывается из звезд при взрывах, проанализировать вопрос о том, как сказывается на всех таких процессах вращение звезд, а также с какой скоростью момент импульса звезды теряется при ее взаимодействии с магнитными полями космических масштабов.
Рассмотрим звезду с массой 70 M0 (M0 =2* IO33 г — масса Солнца) или меньшей. При приближении состояния вещества в глубинах звезды к той точке, на которой прекращается термоядерная реакция, ядро звезды становится неустойчивым по отношению к гравитационному сжатию. Выделение энергии, освобождающейся при резком сокращении ядра, приводит к тому, что остальная часть звезды разлетается в виде взорвавшейся оболочки. При этом большинство звезд находится во вращении. Можно думать, что ©ращение сжимающегося ядра будет все ускоряться до тех пор, пока ядро не разорвется под действием центробежных сил. Ho ядро связано с внешней оболочкой через магнитные поля. В силу такой связи скорости ядра и оболочки стремятся выравняться. К тому же момент инерции звезды будет создаваться в основном расширяющейся оболочкой, так что угловая скорость ядра, как и оболочки, может уменьшаться при сжатии ядра. Поэтому на последней стадии термоядер-
l) О возможности наблюдения таких объектов с помощью телескопа в космосе см. довольно свежую работу [9].
Сверхплотные звезды и критическое число нуклонов 327
ной эволюции вполне могут возникать звезды огромной плотности !).
Для полного исследования всех последовательных этапов ядерных превращений в звездах потребуются многие годы, особенно если при этом учитывать вращение.
Образуются ли они в природе или нет, но сверхплотные звезды — это принципиальная проблема
Нас интересует здесь вопрос не о том, часто ли встречаются сверхплотные звезды во Вселенной, а о том, какими свойствами они должны обладать. Мы можем задаться вопросом о физическом состоянии звезд ядер-ной и сверхядерной плотности с принципиальной точки зрения, не задумываясь над тем, как такое состояние может быть достигнуто. Так, например, можно рассматривать процесс горения водорода в кислороде с образованием воды. Для описания этого процесса окисления в целом необходимо учесть более десятка реакций, и его исследование составляет важную главу в теории скорости реакций. Ho из термодинамики мы знаем, что ко-печное равновесное состояние реакции соединения водорода с кислородом можно проанализировать без какого бы то ни было учета процессов, приводящих к этой реакции, и их скоростей. Точно так же сверхплотные звезды вполне можно рассматривать, не обращаясь к исследованию процесса их образования. Вместо этого можно просто спросить: каким будет конечное равновесное со-стояние системы А нуклонов, на которые действуют гравитационные силы, если А — очень большое число?
Каково может быть число нуклонов, если конечное состояние системы равновесное?
Этот вопрос можно поставить в другой плоскости. Возьмем систему из А нуклонов. Это могут быть одни только атомы водорода, или только атомы железа, или
Обзор по данному вопросу можно найти в книге [10].
328
Глава JO
эквимолярная смесь всех 92 элементов. Предоставим всем входящим сюда массам возможность сближаться под действием взаимного тяготения. Пусть этот процесс будет так облегчен путем катализа, чтобы свободно протекали «все ядерные реакции вплоть до самого конечного этапа термоядерной эволюции. Сделаем так, чтобы все тепло, выделяющееся в ходе реакций, полностью отводилось. Предусмотрим, чтобы в том случае, если будут происходить взрывы, при которых освобождается механическая энергия, все выброшенные осколки были задержаны и остановлены, каждый из них охлажден и осторожно возвращен центральной массе, так чтобы полученное состояние характеризовалось наименьшей возможной энергией. При этом будет сохранено исходное число нуклонов At но понизится величина массы — энергии системы. В конце концов наша звезда «устанет»; она не сможет больше выбрасывать вещество, не сможет испускать фотонов, не сможет испускать нейтронов и придет в абсолютно наинизшее состояние, которым только может обладать система А нуклонов при совместном действии ядерных и гравитационных сил. Нас интересует как раз само это состояние, а не тот путь или время, которое потребовалось для его достижения.
