Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Нейтронные звезды были теоретически предсказаны в работах Вальтера Бааде и Фрица Цвикки (Fritz Zwicky), а также Льва Ландау еще в 1930-е гг., однако вплоть до настоящего времени в физике нейтронных звезд существует ряд принципиальных нерешенных вопросов. Внутреннее строение этих компактных объектов остается проблемой, что вызвано недостаточным пониманием свойств вещества при плотности, в несколько раз превосходящей ядерную.

В ранних моделях предполагалось, что компактные звезды в основном (до 90 % по массе) должны состоять из нейтронов – отсюда и историческое название, которое часто применяется ко всему классу объектов. Последующие исследования показали, что существует много различных возможностей для внутреннего строения компактных объектов. Несмотря на существенные усилия теоретиков и наблюдателей, до сих пор не известно, какая из них реализуется в природе.

В структуре нейтронной звезды выделяют кору (внутреннюю и внешнюю) и ядро (внутреннее и внешнее). Внешняя кора имеет толщину порядка нескольких сотен метров и состоит в основном из ионов элементов группы железа и вырожденных электронов. Кроме самых наружных слоев, внешняя кора твердая, поскольку ионы благодаря сильному электростатическому взаимодействию между заряженными частицами формируют так называемую кулоновскую решетку. Во внутренней коре (толщиной около километра), где возможно существование сильно обогащенных нейтронами ядер элементов, начинается процесс формирования так называемых нейтронных капель. При столь высокой плотности свободные (не входящие в ядра) нейтроны оказываются устойчивыми. Доля свободных нейтронов растет с увеличением плотности вглубь коры. Нейтроны во внутренней коре могут находиться в сверхтекучем состоянии.

Свойства внутреннего ядра нейтронных звезд известны крайне плохо. Существует ряд гипотез о поведении вещества при сверхвысокой плотности, например такого как кварковое вещество.

Внешнее ядро имеет размер несколько километров. Его свойства относительно хорошо понятны. Плотность составляет от 0,5 до 2 ядерных плотностей (ядерная плотность – около 3 × 10 14 г/см³). Вещество в основном состоит из нейтронов, протонов, электронов и мюонов. Протоны там могут находиться в сверхтекучем (сверхпроводящем) состоянии.

Свойства вещества во внутреннем ядре известны крайне плохо. Плотность там в несколько раз превосходит ядерную. Основные обсуждаемые гипотезы включают в себя появление гиперонов, образование пионного или каонного конденсата, появление кварковой материи.

Формально черные дыры пока еще остаются гипотетическими объектами. Однако в настоящее время получено множество научных данных по самым разным астрономическим источникам (в первую очередь речь идет о массивных объектах в центрах галактик, а также об аккрецирующих компактных объектах в двойных системах), которые объясняются только в рамках этой модели. Поэтому с астрофизической точки зрения можно считать, что черные дыры существуют, хотя ряд вопросов о деталях их физических свойств остается открытым.

Массы известных кандидатов в черные дыры лежат в широком диапазоне: от 3–5 масс Солнца (объекты в тесных двойных системах) до десятков миллиардов масс Солнца (сверхмассивные объекты в галактических центрах).

Большое количество самых разнообразных данных (от радио- до гамма-диапазона) по этим объектам недавно было дополнено обнаружением гравитационно-волновых всплесков от слияний черных дыр звездных масс.

Фундаментальные свойства черных дыр делают их самыми загадочными объектами в природе. Черную дыру можно определить как область, которую из-за сильного искривления пространства-времени не может покинуть никакой сигнал. Границу черной дыры называют горизонтом. Упрощая, можно сказать, что это поверхность невозврата, даже световые лучи, попав под горизонт, не могут выйти наружу. Такое понимание черных дыр возникло около 100 лет назад после появления общей теории относительности.

Общая теория относительности создана Альбертом Эйнштейном в 1915 г. Математические аспекты теории были одновременно и независимо разработаны Давидом Гильбертом.

В XVIII в. Джон Мичелл (John Michell) и Пьер-Симон Лаплас обсуждали возможность существования тел, на поверхности которых вторая космическая скорость начинает превосходить скорость света, и поэтому они «будут черными». Однако такая наивная концепция далека от современного понимания природы черных дыр, которое начало формироваться благодаря работам Карла Шварцшильда (Karl Schwarzschild) непосредственно после создания общей теории относительности. Затем развитие представлений о черных дырах продолжилось уже в конце 1950-х – начале 1960-х гг., в первую очередь после работы Давида Финкельштейна (David Finkelstein), в которой была рассмотрена природа горизонта событий. Открытие квазаров, нейтронных звезд, а затем и первых кандидатов в черные дыры придало дополнительную мотивацию теоретическим работам.

Термин «черная дыра», по всей видимости, первой использовала Энн Эвинг (Ann Ewing) еще в 1964 г., через несколько лет это словосочетание стало популярным благодаря Джону Уилеру (John Wheeler), а в начале 1970-х гг. термин стал общепринятым.

В природе черные дыры в первую очередь должны образовываться в результате коллапса звезд (этот процесс идет и в наши дни). Неизбежность коллапса была продемонстрирована в 1939 г. в работе Роберта Оппенгеймера (Robert Oppenheimer) и Георгия Волкова (George Volkoff) на основе статей Ричарда Толмена (Richard Tolman) и Льва Ландау. Первую реалистичную модель коллапса пылевого облака рассчитали в 1939 г. Роберт Оппенгеймер и Гартланд Снайдер (Hartland Snider).

Джон Мичелл (1783) и Пьер-Симон Лаплас (1796) независимо друг от друга высказали идею о существовании плотных массивных объектов, которые будут черными, поскольку свет не сможет их покинуть.

Для устойчивости объекта (например, ядра звезды) необходимо, чтобы гравитация (которая стремится сжать объект) уравновешивалась давлением. В течение жизни звезды давление в основном поддерживается за счет термоядерных реакций в ядре. После окончания цикла реакций (см. главу 4 «Звезды и их эволюция») звезда превращается в один из трех типов компактных объектов: белый карлик, нейтронную звезду (см. главу 6 «Компактные объекты: белые карлики и нейтронные звезды») или черную дыру.

Верхний предел на массу нейтронной звезды называется пределом Оппенгеймера – Волкова. При бóльшей массе происходит коллапс в черную дыру.