Даже с учётом квантовых правил, управляющих Вселенной, существуют пределы того, что может выдержать материя. За этими пределами возникновение чёрных дыр неизбежно
1930-е годы были захватывающим и противоречивым временем как для мировой экономики, так и для науки ядерной физики. Экономически Великая депрессия привела к росту безработицы, резкому падению мирового промышленного производства, внешней торговли, ВВП на душу населения и росту фашизма. Но на фоне этих геополитических событий в фундаментальной физике происходила очень маленькая революция: путешествие в атомное ядро. По всему миру физики собирали воедино кусочки головоломки ядерной физики, включая радиоактивность, открытие нейтрона, энергетический потенциал всей материи E = mc², а также физические процессы синтеза и деления.
До того как Дж. Роберт Оппенгеймер возглавил Манхэттенский проект, то есть разработку атомной бомбы, он был одним из многих учёных, изучавших последствия ядерной физики в самых экстремальных условиях, которые только можно себе представить: во время гравитационного коллапса самых массивных звёзд во Вселенной. В серии работ, опубликованных в конце 1930-х годов, Оппенгеймер вошёл в состав первой команды, которая определила предел массы одного атомного ядра, известного нам сегодня как ядро нейтронной звезды, прежде чем оно полностью разрушится и превратится в то, что он тогда назвал «тёмной звездой», или, говоря современным языком, чёрной дырой.
Хотя он гораздо больше известен тем, что возглавил программу разработки ядерного оружия Соединённых Штатов, его наследие в области астрофизики продолжает жить и сегодня, являясь ключевым компонентом нашего понимания чёрных дыр и их образования. Вот история, которую вы не услышите в успешном байопике Кристофера Нолана «Оппенгеймер».
Представьте себе звезду: огромное скопление материи, в которой преобладает водород со значительной долей гелия (плюс небольшое количество всех остальных элементов), а огромная сила гравитации неумолимо тянет эту массу внутрь. Важный вопрос, который долгое время не давал покоя физикам, был очень прост: почему эти объекты не разрушаются под действием гравитации?
Например, масса звезды, подобной нашему Солнцу, в ~300 000 раз больше массы Земли, но при этом плотность её тела лишь на четверть меньше плотности нашей планеты. Для того чтобы так было, должна существовать какая-то внутренняя сила, генерируемая внутри самого Солнца, которая успешно противостоит гравитации.
Что это может быть за сила? Это не может быть химическое горение, поскольку тогда время жизни Солнца измерялось бы тысячами лет, а не миллиардами, как того требуют многочисленные геологические свидетельства. Это не может быть гравитационное сжатие, так как низкая плотность Солнца не позволяет этого сделать. И это не может быть результатом постоянного пополнения запасов топлива, поскольку добавленная масса заметно изменила бы орбиты внутренних планет. В ядре звезды должна происходить какая-то новая реакция: реакция с участием ядерных сил.
На это намекают два факта, собранные вместе:
-
Состав Солнца и звёзд, состоящих в основном из водорода и во вторую очередь из гелия,
-
Относительные массы ядер водорода и гелия, где одно ядро гелия-4 на самом деле примерно на 0,7% меньше по массе, чем четыре ядра водорода-1.
При экстремальных давлениях и температурах, создаваемых в ядре звезды, может произойти ряд ядерных реакций, которые приведут к цепной реакции, в результате которой ядра водорода превратятся в ядра гелия, высвобождая при этом энергию — через эйнштейновское E = mc² — в процессе.
Эта высвободившаяся энергия, как выяснили многие учёные, могла бы обеспечить огромное давление внешнего излучения, заставляя Солнце (и большинство звёзд) светить в течение очень долгих периодов времени, включая миллиарды лет или даже больше, и одновременно удерживая звезду (в том числе и Солнце) от гравитационного коллапса. В то время как большинство учёных, работавших над этой проблемой, стремились разобраться в происходящих ядерных реакциях во всех мельчайших подробностях, Оппенгеймера больше интересовал другой аспект проблемы: что произойдёт со звездой, когда она полностью исчерпает ядерное топливо, которое она сжигала, чтобы удержаться от гравитационного коллапса?
Оппенгеймер знал часть истории: без источника топлива, способного продолжать генерировать излучение, гравитация возьмёт верх, и ядро звезды начнёт сжиматься. Любая физическая система, которая начнёт быстро сжиматься — без достаточного времени для теплообмена между внутренней и внешней средой, — будет увеличивать свою температуру, поскольку то же самое количество общего тепла сжимается во всё меньший и меньший объём.
Благодаря современным представлениям из области ядерной физики мы знаем, что повышение температуры богатого гелием ядра массивной звезды приведёт к началу гелиевого синтеза: процесса слияния трёх атомов гелия-4 в возбуждённое состояние углерода-12, в результате которого высвобождается ещё больше энергии, чем при слиянии водорода с гелием ранее. Звёзды, более или менее массивные, как наше Солнце, в конце концов начнут синтез гелия, но это лишь отодвигает неизбежную проблему чуть дальше в будущее: что произойдёт, когда у звезды закончится гелиевое топливо в ядре?
В конце концов, опять же, излучение будет слабеть, и ядро начнёт гравитационно сжиматься, нагреваясь ещё больше.
Некоторые звезды, например наше Солнце, не нагреваются настолько, чтобы инициировать дальнейшие реакции ядерного горения, и тогда ядро, состоящее в основном из таких элементов, как углерод и кислород (который может образоваться при слиянии атома углерода с атомом гелия), просто сжимается и сжимается, пока не сможет сжиматься дальше. Существует предел того, насколько сильно звезда может сжаться, установленный не давлением теплового излучения живой звезды, а квантово-механическим эффектом: давлением вырождения электронов, плавающих в море атомных ядер.
Поскольку два электрона – как и все частицы, известные как фермионы, — не могут занимать одно и то же квантовое состояние (это запрещает принцип исключения Паули), такие типы звёздных останков могут противостоять гравитационному коллапсу. Эти звёздные останки будут представлять собой физические объекты с более высокими температурами и плотностью в ядрах, чем на окраинах, и соответствовать тому типу небесных тел, которые сегодня мы называем «белыми карликами».
Однако должен существовать предел того, насколько массивным может быть белый карлик, так как после определённой массы размер белого карлика, согласно прогнозам, будет стремиться к нулю, что является совершенно нефизическим значением. При достижении критической плотности либо должны происходить дальнейшие ядерные реакции, либо белый карлик должен разрушиться ещё больше, что приведёт к образованию чёрной дыры. Этот предел массы был впервые разработан Субрахманьяном Чандрасекаром в 1930 году и с тех пор известен как предел массы Чандрасекара.
Но Оппенгеймер решил рассмотреть другой аспект этой проблемы: что произойдёт с самыми массивными звёздами — теми, где температура и плотность поднялись до произвольных высот после сгорания водородного и гелиевого топлива?
Детальный ответ на этот вопрос появится только спустя несколько десятилетий. Когда достаточно массивное углеродное ядро звезды сжимается, оно становится достаточно горячим, чтобы начать синтез углерода, в результате которого образуются такие элементы, как неон. Когда ядро сжимается и нагревается, неон сгорает при ещё более высоких температурах, фотодезинтегрируясь (разлетаясь на части под действием высокоэнергетического фотона) в кислород. И снова ядро сжимается и повышает температуру, что приводит к слиянию кислорода с образованием таких элементов, как кремний и сера. Когда ядро ещё больше сжимается, исчерпав свой кислород, происходит горение кремния, в результате которого за счёт захвата гелия образуются другие элементы: сера, аргон, кальций, титан, хром, железо и никель. В этот момент ядро становится инертным, и вскоре появляется сверхновая с коллапсирующим ядром.
Хотя Оппенгеймер не знал этих подробностей, он пришёл к важному пониманию. Какие бы ядерные реакции ни происходили, в конечном счёте они натолкнулись бы на предел: предел того, что всё ядро звезды будет вести себя как одно единственное атомное ядро, и у него неизбежно будет предел того, насколько массивным оно может быть. Если сжать протон и электрон при достаточно высоких температурах и давлениях, он превратится в нейтрон в результате процесса захвата электрона, излучив впоследствии призрачное нейтрино.
Прогресс на этом фронте был достигнут исключительно быстро: Джеймс Чедвик экспериментально открыл нейтрон в 1932 году, а уже в следующем году Уолтер Бааде и Фриц Цвикки (да-да, тот самый Фриц Цвикки, прославившийся тёмной материей) предположили, что нейтронные звёзды будут образовываться в результате смертельного коллапса массивной звезды.
Именно этой проблемой был одержим Оппенгеймер в 1930-х годах: возьмите нейтронную звезду, сколь угодно массивную, и сожмите её любым способом. Добавьте ей массу, уменьшите её объём, просто соберите в одном месте больше вещества нейтронной звезды и т. д. В какой-то момент вы столкнётесь с тем же пределом, который Чандрасекхар установил для белых карликов, но для нейтронных звёзд.
Оппенгеймер, основываясь на предыдущей работе Ричарда Толмана и работая в сотрудничестве с Джорджем Волкоффом, рассудил, что в дело должен вступать один и тот же физический эффект. Группа нейтронов, протонов или электронов не имеет значения, поскольку все они — фермионы, и все они подчиняются принципу исключения Паули: никакие два из них, находясь в одном и том же месте в одно и то же время, не могут занимать одно и то же квантовое состояние. Это создаёт давление вырождения, которое выталкивает их наружу, не позволяя звёздным останкам — будь то нейтронная звезда или белый карлик — превысить определённое критическое значение массы.
Уравнение, определяющее максимальное значение массы для простейшей модели нейтронной звезды, холодной и невращающейся, было впервые разработано Оппенгеймером и Волковым и сегодня известно как предел Толмена-Оппенгеймера-Волкова, или просто предел TOV. Если принять во внимание современную ядерную физику и физику частиц, включая тот факт, что нейтроны являются составными частицами, состоящими из более фундаментальных кварков и глюонов, и управляются сильными ядерными силами, те же самые уравнения и подход, которые Оппенгеймер и Волков использовали в 1939 году, используются и сегодня: максимально возможная масса невращающейся нейтронной звезды составляет примерно 2,2-2,9 солнечных масс.
Как современные предсказания, выросшие из работы Оппенгеймера, согласуются с лучшими современными наблюдениями нейтронных звёзд? Выдающимся образом. Я бы посоветовал всем, кто интересуется предельными размерами нейтронных звёзд, не обращаться к списку самых массивных нейтронных звёзд в Википедии, поскольку в этом списке преобладают нейтронные звезды с существенными погрешностями в массе (и расстоянии), а обратить внимание на следующие три чрезвычайно точных наблюдения.
-
Самой массивной нейтронной звездой с точным измерением расстояния и массы является миллисекундный пульсар PSR J0740+6620, который, несмотря на своё быстрое вращение, имеет очень хорошо измеренную массу 2,08 масс Солнца с погрешностью всего около 3% от этого значения: чуть ниже предела TOV.
-
В 2017 году коллаборация LIGO-Virgo наблюдала первое в истории слияние нейтронной звезды с нейтронной звездой: GW170817, где суммарная масса нейтронных звёзд-предшественниц составляла около 2,75 масс Солнца. Они образовали (возможно, быстро вращающуюся) нейтронную звезду, которая просуществовала менее секунды, а затем сколлапсировала в чёрную дыру.
-
А в 2019 году коллаборация LIGO-Virgo наблюдала второе из когда-либо наблюдавшихся слияний нейтронной звезды с нейтронной звездой, но с более высокой объединённой массой — 3,3-3,7 солнечных масс: GW190425. На этот раз остаток после слияния сразу превратился в чёрную дыру, что указывает на отсутствие посредника в виде нейтронной звезды.
Найти нейтронную звезду с самой высокой массой и чёрную дыру с самой низкой массой — задача не из лёгких, поскольку определить свойства этих объектов очень сложно из-за их относительной редкости (по сравнению со звёздами), расстояния (обычно тысячи световых лет от нас или больше), низкой или даже нулевой яркости, а также того, что экстремальные объекты — нейтронные звёзды с самой высокой массой и чёрные дыры с самой низкой массой — встречаются крайне редко. Тем не менее, благодаря постоянно совершенствующимся технологиям определения времени пульсаров, открытию новых нейтронных звёзд в пределах Млечного Пути и появлению новых примеров слияния нейтронной звезды с нейтронной звездой, мы можем приблизиться к открытию предельной массы нейтронной звезды/чёрной дыры, а также её спиновой зависимости.
Ведь когда Оппенгеймер цитирует «Бхагавадгиту» и говорит: «Теперь я стал Смертью, разрушителем миров», он с тем же успехом мог сказать так обо всех нейтронных звёздах, которые существовали или могли бы существовать, но оказались слишком массивными, чтобы сделать что-то ещё, кроме как сколлапсировать, достигнув сингулярности.
