Светила с начальными массами более 10–11 солнечных могут закончить активную жизнь, превратившись в нейтронные звезды (но есть и другие сценарии). Средняя плотность вещества нейтронных звезд лежит в диапазоне 10>14 г/см>3–10>15 г/см>3. Стабильность новорожденной нейтронной звезды, как и стабильность белых карликов, обеспечивает давление вырожденного газа, но не электронного, а нейтронного. По вышеназванной причине между белыми карликами и нейтронными звездами не существует никаких промежуточных космических объектов. Теоретическая максимальная масса нейтронной звезды составляет 3,2 солнечной массы, однако у всех известных нейтронных звезд она значительно меньше. Пересечение этой границы (которую иногда называют пределом Оппенгеймера — Волкова) приводит к необратимому гравитационному коллапсу с образованием черной дыры.
12. Справедливость и ирония истории
Вычисления Чандрасекара (до него Андерсона и Стоунера, а потом и Льва Ландау) впервые показали, что у звезд могут быть максимальные массы. Это был очень серьезный прорыв в астрофизике. Много позже, после предсказания существования, а затем и открытия коричневых карликов, стало ясно, что массы звезд ограничены и снизу. Еще раз стоит подчеркнуть, что предел Чандрасекара и аналогичный, хотя и более высокий, предел для звезд из нейтронной материи выводится с допущением, что звезда состоит из вырожденного вещества, а это становится возможным лишь после полного выгорания ядерного топлива. Поэтому молодые звезды могут иметь массы в десятки и сотни солнечных.
Артур Эддингтон с самого начала критически отнесся к идеям Чандрасекара, и в 1935 г. на обсуждении новой работы Чандрасекара в Королевском астрономическом обществе даже заявил, что релятивистского вырождения не существует в природе. Эддингтон догадался>20, что из существования предела Чандрасекара фактически следует возможность гравитационного коллапса к черной дыре (точнее, к состоянию материи, которое позже стали называть черной дырой). Однако он убоялся этого заключения и счел его лишенным физического смысла. Вот его собственные слова: «Я думаю, что должен быть какой-то закон природы, который не позволит звезде вести себя столь абсурдным образом». В общем, и короли ошибаются!
Чандрасекар продолжал заниматься белыми карликами и в 1930-е гг. Так, в 1934 г. он рассчитал первые модели белых карликов произвольной массы. В 1937 г. он перебрался в Чикагский университет, где спустя два года опубликовал монографию «Введение в изучение структуры звезд»
