Сергей Попов - Суперобъекты. Звезды размером с город

Странными же эти звезды называют потому, что при высокой плотности вдобавок к обычным верхним и нижним – up ( u ) и down ( d ) кваркам, добавляется третий – странный – strange (s). S -кварк входит в состав многих элементарных частиц, например гиперонов. Во многих моделях кварковых звезд s -кварк важен для их устойчивости. Но иногда теоретикам удается обойтись и без него. Совсем недавно наличие странных кварков в плотном веществе начали учитывать при моделировании взрывов сверхновых. Это помогает увеличить светимость испускаемых нейтрино, их энергию, что важно для того, чтобы сверхновая все-таки взорвалась. Кроме того, коллапс может быть двухстадийным, когда вначале образуется нейтронная звезда, а потом – кварковая. Это приводит к дополнительному энерговыделению и также помогает взрыву.

Схема строения протона и нейтрона. Каждая из этих частиц состоит из трех кварков разных цветов (таким образом, сами протоны и нейтроны «бесцветны»). Примечательно, что масса покоя трех кварков намного меньше масс протона или нейтрона. Большие массы этих частиц во многом определяются взаимодействиями между кварками.

Вращение нейтронной звезды влияет на ее состав, если период достаточно короткий. Связано это с тем, что при быстром вращении внутри любого объекта начинает меняться плотность. Кроме того, объект сплющивается вдоль полюсов и вытягивается в экваториальной плоскости. При периоде, называемом предельным, вещество начинает истекать с экватора [10].

Изменение формы объекта при увеличении скорости вращения. Раскручиваясь, объект уплощается. Наконец, из-за очень сильного вращения может начаться истечение с экватора (если объект газовый) или же объект разделится вследствие неустойчивости (если он жидкий). В первом случае «лишний» момент импульса будет унесен оттекающим веществом. Во втором – перейдет в орбитальный момент.

Мы уже упоминали, что быстрое вращение бывает настолько важным для судьбы нейтронной звезды, что может даже предотвратить коллапс в черную дыру. Для этого необходима скорость, близкая к предельной, т. е. период должен быть около одной миллисекунды или даже меньше. При более мягких условиях (период вращения порядка нескольких миллисекунд) вращение может определять фазовые переходы внутри компактного объекта. То есть взаимные превращения частиц и строение звезды.

Например, пусть реализуется такое уравнение состояния, что существует критическая плотность, ниже которой вещество состоит в основном из нейтронов, протонов и мюонов, а при более высокой – происходит деконфайнмент. То есть появляется кварковое вещество. Если мы забудем про вращение, то плотность в центре (где, скорее всего, переход произойдет впервые, так как плотность там выше всего) зависит только от массы звезды. Вращение, близкое к предельному, меняет эту естественную картину. Теперь плотность зависит еще и от периода, и его значение будет определять состав недр.

Замедление вращения может приводить к тому, что в звезде произойдет фазовый переход. Например, звезда в двойной системе аккрецировала вещество со второго компонента. В результате росла масса, а магнитное поле уменьшалось – образовался миллисекундный рентгеновский пульсар. Однако, несмотря на рост массы, фазовый переход не произошел, так как объект раскрутился. По окончании аккреции нейтронная звезда становится миллисекундным радиопульсаром. Теперь она может потихоньку замедляться. В какой-то момент вращение уменьшится настолько, что плотность в центре подрастет, доберется до критического значения и начнется превращение вещества.

Как правило, после фазового перехода образуется более компактная конфигурация – нейтронная звезда (которая постепенно перестает быть такой уж нейтронной) поджимается, а потому немного раскручивается. На рубеже XX и XXI вв. несколько групп исследователей пытались обнаружить следы фазовых превращений в недрах компактных объектов, изучая их распределение по периодам вращения, но никаких надежных результатов получено не было. Нужны другие способы изучения недр нейтронных звезд.

Основные проблемы в изучении нейтронных звезд состоят в том, что, во-первых, они находятся далеко от нас. А во-вторых, если речь идет о недрах, то нам нужно, наблюдая поверхность или какие-то процессы снаружи нейтронной звезды, понять, как она устроена внутри. Здесь возникает типичная астрономическая задача: эксперимент невозможен, можно только наблюдать. И ученые пытаются с этой проблемой справиться.

Например, можно наблюдать остывающие нейтронные звезды. Это похоже на то, как врачи раньше, не имея продвинутых способов заглянуть внутрь пациента, ставили диагноз, измеряя температуру тела. Нейтронные звезды рождаются горячими, с температурой поверхности несколько миллионов градусов. Новорожденных, с возрастом порядка нескольких лет или десятков лет, компактных объектов мы пока не видим. Самые молодые из известных имеют возраст порядка нескольких сотен лет. Это соответствует температуре поверхности около миллиона градусов. Мы видим эту горячую поверхность, т. е. мы видим такие нейтронные звезды. Мы, возможно, даже наблюдаем сейчас совершенно уникальную вещь: как звезда остывает буквально у нас на глазах. За несколько лет наблюдений у одной из нейтронных звезд – это центральный компактный объект в остатке сверхновой Кассиопея А – удалось заметить, как температура упала на несколько процентов. (Тут, правда, идут споры: видим ли. И неудивительно, так как поймать эффект трудно.) И это дает нам информацию, что происходит в недрах, потому что нейтронная звезда, как мы уже говорили, остывает изнутри, а не с поверхности.

Итак, напомним: обычно тела остывают снаружи и, как правило, горячий объект на поверхности холоднее, чем внутри. У нейтронных звезд ситуация немножечко более хитрая. Хотя, исключая короткий период младенчества, формально они все равно горячее в центре, но энергия уносится не столько фотонами с поверхности, сколько нейтрино, вылетающими прямо из недр.

Рентгеновское изображение остатка сверхновой Puppis A. В нем находится остывающая нейтронная звезда, относящаяся к классу центральных компактных объектов.

Нейтронная звезда, кроме первой минуты своей жизни, прозрачна для нейтрино, и поэтому остывание первые сотни тысяч лет (иногда меньше – зависит от массы объекта) идет в основном изнутри, а тепло течет из внешних слоев внутрь, оттуда энергия излучается в виде нейтрино. Поэтому, наблюдая температуру поверхности, мы косвенно получаем информацию о том, что происходит в глубине.