Астрофизики помогли белым карликам обойти предел Чандрасекара

Сценарий с двумя сливающимися белыми карликами, которые в момент объединения могут на мгновение превысить предел Чандрасекара вдвое, легко объясняет появление слишком ярких сверхновых типа Ia. Но если бы всё объяснялась лишь парными белыми карликами, наблюдение таких аномальных сверхновых были бы нормой, а не исключением, считают китайские исследователи.

(Иллюстрация ESO/L. Calçada.)

Ци Сян Цзоу (Qi-Xiang Zou) из Нанкинского университета и Синь Хэ Мэн (Xin-He Meng) из Государственной лаборатории теоретической физики (обе – в КНР) предложили новое объяснение тому, как некоторым белым карликам удается преодолеть теоретический предел массы и стать аномальными сверхновыми типа Ia. С препринтом соответствующей работы можно ознакомиться в архиве Корнелльского университета.

Сверхновые типа Ia, образующиеся из белых карликов, которые достигли предельной для массы, играют важнейшую роль в астрономии. Поскольку их масса в теории всегда одинакова (она называется пределом Чандрасекара и составляет 1,44 массы Солнца), то видимая светимость таких звезд должна зависеть только от расстояния, а значит их можно использовать как стандартные свечи для измерения этого расстояния. Именно с помощью сверхновых типа Ia, например, было обнаружено ускоренное расширение Вселенной.

В тесных двойных звездных системах, где одним из компонентов является белый карлик, он может начать интенсивную перекачку вещества звезды-компаньона, которое под действием гравитации белого карлика будет падать на его поверхность. Со временем такой карлик достигнет предела Чандрасекара, равного 1.44 солнечных масс, после чего произойдет взрыв сверхновой типа Ia, в результате которого карлик станет нейтронной звездой. Поскольку такие сверхновые оказываются «калиброванными по массе» пределом Чандрасекара, то их энерговыделение тоже оказывается «калиброванным». Благодаря этому их используют для определения расстояний до тех удаленных галактик, где произошел такой взрыв.
Однако в первом десятилетии XXI века стало выясняться, что ряд таких «стандартных свечей астрономии», расстояние до которых можно проверить другими методами, слишком ярки, чтобы их взрыв можно было приписать белому карлику, только что превысившему массу в 1,44 солнечных. Было обнаружено несколько кандидатов на превышение, среди них SN 2003fg, SN 2006gz, SN 2009dc и SN 2007if. Для SN 2007if, например, масса перед взрывом достигла 2,4 ± 0,2 солнечных масс, то есть почти в два раза больше предела Чандрасекара.

В 2012-2013 годах Упасана Дас (Upasana Das) и Банибрата Мукхопадхьяй (Banibrata Mukhopadhyay) из Индийского научного института в Бангалоре выдвинули гипотезу, согласно которой ультрасильные магнитные поля могут изменить уравнение состояния белого карлика таким образом, что он не сможет схлопнуться вплоть до массы в 2,58 раза больше солнечной. А это почти вдвое выше предела Чандрасекара и соответствует наблюдениям SN 2007if.

Дело в том, что если на свободные электроны (а электроны в веществе белого карлика является вырожденным электронным газом) воздействует достаточно сильное магнитном поле, то их динамика описывается не вторым законом Ньютона, а более сложным уравнением Шредингера. Общее решение, описывающее те энергетические уровни, которые могут занимать электроны в магнитном поле еще в 1930 году дал советский физик Ландау.

Однако группа Даса не стала применять к уравнению состоянию белого карлика оригинальные уровни Ландау, так как это сделало бы данное уравнение слишком сложным. Поэтому индийцы учли в уравнении состояния только один из уровней Ландау, для одной фиксированной силы магнитного поля, условно соответствующей центру белого карлика. В конечном счете другие исследовательские группы сочли расчеты Даса и Мукхопадхьяя слишком упрощенными, чтобы считать их верным решением проблемы аномально ярких сверхновых типа Ia.

В отличии от них, авторы новой работы Цзоу и Мэн задались вопросом: как будут меняться динамика вещества белого карлика в магнитных полях разной силы, ведь по мере удаления от центра белого карлика магнитное поле будет резко ослабевать, что не может не сказаться на поведении его вещества. Вводить все уровни Ландау в уравнение состояния китайцы, как и их индийские коллеги, не стали, так как тогда его решение требовало бы точных знаний того же радиуса белого карлика и его магнитного поля, что на данном этапе развития наблюдательной астрономии практически недостижимо. Тем не менее, они ввели их частично и предложили упрощенный вариант уравнения, позволяющий с достаточной степенью надежности установить, что происходит с динамикой вырожденного электронного газа по мере удаления от центра белого карлика.

Результаты оказались несколько неожиданными: вопреки ранним представлениям, белые карлики с ультрасильным магнитным полем имеют сложнопеременную плотность. Ранее считалась, что их плотность, как и у обычной звезды, может лишь постепенно убывать от центра к периферии. По расчетам авторов новой статьи получается, что в центре, где магнитное поле максимально, плотность белого карлика весьма велика. Однако затем она сначала резко падает, потом начинает снова нарастать и на определенном этапе существенно превышает плотность центра карлика. А у самой коры звезды опять начинает резко падать. Такое необычное распределение плотности не характерно ни для одного другого известного на сегодняшний день космического объекта. 


Чем ниже плотность вещества белого карлика, тем менее оно склонно коллапсировать под действием гравитации. Поэтому, заключают Цзоу и Мэн, наличие двух вышеуказанных областей пониженной плотности между центром и корой в ультрасильных магнитных полях означает, что карлик может достичь масс существенно больших, чем те, которые теоретически позволяет предел Чандрасекара.

Авторы отмечают, что в рамках имеющихся наблюдательных данных теоретическая природа магнитного поля силой до квинтиллиона гаусс  у отдельных белых карликов не вполне ясна. Такое значение в триллион раз больше лучших лабораторных достижений и выше, чем у любых других известных объектов Вселенной. Однако авторы предложили практический способ проверки наличия такого поля в ходе взрыва сверхновой. Поскольку магнитное поле обычно порождает дипольный момент, их теория может быть проверена на системах, остающихся после взрыва сверхновой Ia, где вместе с нейтронной звездой (которой стал белый карлик) существуют и остатки его звезды-компаньона. Сверяя результаты наблюдений двух этих объектов с теоретически предсказанным влиянием дипольного момента, астрономы смогут проверить гипотезу Цзоу и Мэна.


Ранее уже предлагалось несколько теорий, пытающихся объяснить факт превышения некоторыми белыми карликами предела Чандрасекара. Однако все они при проверке оказывались упрощенно описывающими ситуацию и не были приняты научным сообществом. Нынешняя гипотеза китайских ученых описывает наиболее сложную картину устройства белых карликов из когда-либо предложенных, равно как и наиболее сложный вид его уравнения состояния. Если она будет косвенно подтверждена астрономическими наблюдениями, современные взгляды на строение этих объектов могут быть пересмотрены.

Нашли опечатку? Выделите фрагмент и нажмите Ctrl+Enter.