Суперобъекты. Звезды размером с город

Попов Сергей Александрович

Кроме урка-процесса нейтрино могут рождаться в результате взаимодействия частиц без превращений (например, при рассеянии частиц друг на друге). Плюс – есть еще одна экзотическая возможность.

Недра нейтронных звезд сверхтекучи. И это несмотря на температуру в сотни миллионов градусов! Просто плотность настолько высока, что даже при столь высокой температуре вещество считается холодным. То есть тепловая энергия частиц несущественна для их основных взаимодействий. Чтобы протоны или нейтроны стали сверхтекучими, необходимо, чтобы они образовывали пары – из фермионов (частиц с полуцелым спином, как у протонов и нейтронов) получаются бозоны (частицы с целым спином). На тепловую эволюцию это влияет двумя способами. Во-первых, наличие сверхтекучести

подавляет прямой урка-процесс. Таким образом, сверхтекучесть помогает сохранить тепло. Однако пары могут рождаться и разрушаться. А при этом испускаются нейтрино. Так что, во-вторых, сверхтекучесть запускает новый канал остывания. Правда, более слабый.

Тепловая эволюция зависит от свойств недр: состава, плотности и т. д. Поэтому изучение зависимости температуры от возраста нейтронных звезд помогает продвинуться в понимании устройства их недр. Кроме того, измерение температуры дает независимую оценку возраста, если мы доверяем расчетам остывания. Как правило, им можно верить при возрастах от сотен до сотен тысяч лет при условии, что звезда довольно горячая (не запустился прямой урка-процесс) и не было дополнительного подогрева.

Откуда у нейтронных звезд «грелка»? Обсуждались самые разные идеи. Но если нет аккреции, то по всей видимости лишь одна из версий представляется действительно очень важной для одиночных нейтронных звезд. Это затухание магнитного поля.

Магнитные поля порождаются электрическими токами, и они уменьшаются со временем. Часть энергии токов идет на нагрев коры. Если поля были достаточно сильными и затухают быстро (а именно это происходит в магнитарах), то нагрев будет заметным. Действительно, магнитары отличает довольно высокая тепловая рентгеновская светимость – до сотни светимостей Солнца. Они заметно горячее своих кузенов, не имеющих столь сильных магнитных полей. Часть энергии, выделившейся при затухании магнитного поля (токов), переносится внутрь и там излучается наружу с помощью нейтрино.

Для нейтронных звезд в двойных системах есть другая «грелка». Это пикноядерные реакции. Если нейтронную звезду оставить в покое, то ее составные элементы придут в равновесное состояние. В том числе и кора. Но мощная аккреция выводит кору из равновесия. Падающее сверху вещество давит на кору. В итоге она начинает погружаться в более глубокие и плотные слои. Состав опустившегося вещества коры теперь не соответствует той плотности, в которой оно оказалось. Поэтому начнутся реакции превращения элементов. Они могут приводить к достаточно заметному выделению тепла. И это наблюдается. Известны источники в двойных системах, где аккреция иногда выключается. Удается увидеть, как меняется температура поверхности компактного объекта между эпизодами аккреции. Сравнение данных наблюдений с расчетами говорит о том, что для поддержания температуры необходимы пикноядерные реакции в коре. Это снова возвращает нас к вопросу о свойствах недр нейтронных звезд.

IV. Недра нейтронных звезд

Нейтронные звезды – очень интересные объекты, и многие считают, что самое интересное в них – это их недра. Иногда спрашивают «Зачем вообще нужна астрономия? Ведь вы изучаете какие-то далекие недоступные объекты, в чем же их народно-хозяйственное значение?» Основной ответ, наверное, состоит в том, что астрономические объекты дают нам уникальный шанс исследовать вещество в экстремальных условиях, которые на Земле недоступны. А это всегда важно, потому что если мы строим какую-то большую теорию, с совершенно понятным народно-хозяйственным выходом, например, электродинамику, то хотим, чтобы она работала во всех диапазонах параметров.

Экстремальное состояние вещества

Если мы хотим изучать очень сильные токи или очень сильные магнитные поля, то нам нужно проверять предсказания электродинамики для этих случаев, и единственный объект, где это можно делать, – нейтронные

звезды. Хотим иметь хорошее понимание гравитации, например, чтобы у нас спутники по Солнечной системе летали так, как надо? Опять-таки, нам надо проверять в целом эту теорию гравитации, искать какие-то экстремальные объекты – это снова будут те же нейтронные звезды или черные дыры. То же самое касается ядерной физики. Мы хотим понимать, как взаимодействуют друг с другом протоны, нейтроны и другие частицы, как они превращаются друг в друга при разных условиях. В том числе хотим знать, как ведет себя вещество при очень высокой плотности.

На Земле в естественных условиях самая высокая плотность – плотность атомного ядра. Мы все помним, что атомы – это такие эфемерные образования, потому что хотя атом сам не маленький (его размер около 0,1 нанометра), но относительно большой он лишь за счет того, что легкие электроны (в тысячу с лишним раз легче, чем протон или нейтрон) крутятся вокруг ядра на расстоянии, намного большем его размера (в десятки тысяч раз меньше радиуса электронной орбиты). При этом практически вся масса атома заключена в крошечном ядрышке.

Заставить вещество сжаться еще сильнее, чем оно уже спрессовано в атомных ядрах, в земных условиях очень трудно, потому что мы сталкиваемся с сильным ядерным взаимодействием. Если на расстояниях больших примерно 0,8 ферми (ферми – это длина, равная 10–15 метра) ядерное взаимодействие приводит к притяжению нуклонов (частиц, входящих в атомное ядро, т. е. протонов и нейтронов), то на меньших расстояниях возникает очень сильное отталкивание. Это очень мощное взаимодействие (в 1038 раз сильнее гравитационного в масштабе атомного ядра), с ним очень тяжело бороться. Единственный способ на Земле как-то поджать ядро – разогнать, например, два ядра на ускорителе и столкнуть их. Но при этом у вас получится горячее вещество. Ядра летят с огромной энергией, в момент столкновения она разом выделяется, и получается облако кварк-глюонной плазмы. И это для каких-то целей хорошо, но для изучения того, как ведет себя холодное плотное вещество, – плохо. Вы его не получаете или получаете на ничтожно короткое время со всякими «но». Кроме того, обычные ядра содержат примерно поровну протонов и нейтронов – это так называемое симметричное вещество. А нам важно выяснить, что будет при нарушении симметрии – если нейтронов в несколько раз больше, чем протонов. И единственное место, где можно, пусть и косвенно, изучать несимметричное холодное вещество при высокой плотности, – это недра нейтронных звезд.

Из чего сделаны нейтронные звезды

Оценки показывают, что в центре нейтронной звезды плотность может быть раз в десять больше, чем у атомного ядра. И там могут происходить очень интересные превращения. Во-первых, вещество состоит из протонов и нейтронов, при этом протонов и нейтронов примерно поровну. Но при сжатии вещества в нем становится больше нейтронов. Поначалу ядра обогащаются «лишними» нейтронами. Затем возникают нейтронные капли, и наконец, ядра исчезают, и остается смесь протонов и нейтронов. Этот процесс сопровождается появлением так называемой «ядерной пасты», поскольку конфигурации ядерного вещества и нейтронов напоминают разные «макаронные изделия». То длинные спагетти, то плоские листы для лазаньи. В некоторых моделях, в центральных частях нейтронных звезд нейтронов примерно в 10 раз больше, чем протонов. Собственно, поэтому они и называются нейтронными.

Но могут происходить и всякие другие хитрые превращения.

Может быть, энергетически выгодным является превращение нейтронов и протонов в другие частицы. Есть, соответственно, модели, в которых возникают гиперонные звезды (гипероны – элементарные частицы, содержащие странный – s – кварк), есть звезды, где в центральных частях возникают конденсаты других частиц – пионов, например, или также содержащий странный кварк каонов, которые в обычных условиях являются экзотикой.