номер 6, 2002.
Чем массивнее звезда тем жарче она горит, тем сильнее светит и меньше живет. В ходе термоядерных реакций водород в центрах таких звезд превращается в гелий, затем гелий в так называемые элементы углеродного цикла (собственно углерод, кислород, азот и т.д.), они в свою очередь превращаются в еще более тяжелые элементы (магний, кремний и т.д.) вплоть до железа. Когда достаточно массивная (с массой больше 8-10 масс Солнца) звезда завершает свою эволюцию в ее центре образуется ядро, состоящее из тяжелых элементов. Его структура похожа на луковицу: самые тяжелые находятся внутри и окружены оболочками из более легких элементов. В некоторый момент это ядро теряет устойчивость и начинает катастрофически сжиматься - коллапсировать. Центральная часть ядра превращается в сверхплотный объект - нейтронную звезду - о которой и будет идти речь дальше, а оболочка звезды и внешние части ядра с высокой скоростью выбрасываются в пространство (часть оболочки может оказаться захваченной гравитационным полем ядра, и затем выпадет обратно, увеличив массу нейтронной звезды и изменив химический состав внешних слоев). Такой сброс оболочки, сопровождающийся чрезвычайно сильным и быстрым увеличением светимости звезды (некоторое время она одна светит как целая галактика), называется взрывом сверхновой.
Нейтронная звезда
называется так не зря. В свободном состоянии нейтрон (n)
является неустойчивой частицей и в среднем через 15 минут он распадается на
протон (
Масса нейтрона превышает сумму масс покоя протона и электрона, а остаток энергии идет в кинетическую энергию движения частиц и на нейтрино. Однако, если поместить нейтрон в холодный и очень плотный газ протонов и электронов (так называемый вырожденный газ), то "все места" для частиц, на которые "хотел бы" распасться нейтрон, оказываются заняты, и он становится устойчивым.
Для того, чтобы создались описанные условия, необходимо очень высокое
давление, которое в недрах нейтронной звезды создается ее собственной
гравитацией. За исключением внешних слоев нейтронной звезды (коры) ее
вещество состоит в основном из нейтронов и очень небольшого количества
протонов и электронов. Давление в центре нейтронной звезды столь высоко, что
плотность вещества там может в несколько раз (до 10-15) превышать плотность
атомных ядер. (Атомные ядра тоже состоят из нейтронов и протонов, только они
удерживаются рядом друг с другом ядерными силами, а не гравитацией, как в
нейтронной звезде).
Как ведет себя вещество при таких высоких плотностях,
нам известно не очень хорошо (лабраторные эксперименты говорят только о
ядерных плотностях, которые соответствую нейтронным звездам с массой всего
около половины солнечной, по всей видимости такие нейтронные звезды в
природе не встречаются).
Сегодня на эту тему выдвинуто множество гипотез: вещество может оставаться
нейтронным, в нем могут начать рождаться более тяжелые частицы (гипероны)
или образоваться конденсат
Первой работой, где удалось показать, что существование кваркового вещества возможно, была статья Бодмера в 1971 г. Идея тут проста: состояние кваркового вещества оказывается самым выгодным с энергетической точки зрения. А природа всегда выбирает самый экономный путь. А первыми работами, посвященными непосредственно кварковым звездам, были статьи Ито (1970г.), Фехнера и Джосса (1978 г.) и Виттена (1984 г.).
Эдвард Виттен (р. 1951) - самый цитируемый из ныне здравствующих физиков-теоретиков. В своей работе он (в связи с темной материей и космическими лучами) обсуждал интересную гипотезу: вокруг нас летают маленькие комочки странного вещества, образовавшиеся в ранней Вселенной. именно они и составляют темную материю. Такие комочки могут захватываться массивными зведами, и именно из-за них потом образуется не нейтронная, а кварковая звезда.
Несколько десятилетий назад в научно-популярной литературе очень популярным было говорить о спичечном коробке вещества белого карлика, который на Земле весил бы 100 тонн. Такой же коробок нейтронного вещества весил бы несколько миллиардов тонн. Однако нигде в этой картине не говорилось о том, что коробок, в котором содержалось бы такое звездное вещество, должен был быть гораздо прочнее спичечного. Например, если масса холодной нейтронной звезды меньше 0.1 массы Солнца, то даже самогравитация такого, в общем-то нелегкого объекта, не сможет удержать его от разлета (для горячей нейтронной звезды предел еще выше). А вот странное кварковое вещество (плотность которого такая же как у нейтронного) можно хранить без всякого сосуда! Вот и летают по Вселенной комочки кварковой материи...
Может возникнуть вопрос: если такие комочки летают везде, то не опасны ли они? Виттен сразу же спокаивает нас: ничего страшного не произойдет. Ведь нет же вокруг нас термоядерных реакций (условия не те: маленькая температура и плотность), так вот и цепной реакции превращения обычного вещества в странное не будет происходить, если комочек кварковой материи пролетит сквозь Землю. Кварковое вещество будет отталкивать обычное вещество за счет поверхностного заряда. Т.о., пишет Виттен, "кварковая материя не более опасна, чем кислород" .
В последнее время теорией странных звезд занимаются очень многие ученые (за последними профессиональными статьями, в основном на английском языке, удобно следить по библиотеке электронных препринтов astro-ph, короткие обзоры новых статей в этой библиотеке, обзоры - на русском, можно найти на сайтах Астронет и Scientific.Ru). Однако, многие их свойства остаются до конца не понятными. Не ясно, например, является ли переход нейтронной материи в кварковую обратимым, то есть как ведет себя кварковое вещество при снижении давления. И здесь высказываются прямо противоположные идеи: что при понижении давления и плотности кварки будут объединяться в нуклоны (нейтроны), или что однажды образовавшись в центре нейтронной звезды странное вещество будет сохранять свои свойства и при низком давлении.
Другой вопрос - будет ли странная звезда целиком состоять из кваркового вещества или кварковое ядро может быть покрыто корой (возможно достаточно толстой) из нейтронного или обычного вещества. В последнем случае отличить ее от нейтронной звезды становится очень трудно, так как многие наблюдательные свойства и проявления у таких звезд очень похожи, но попытки делаются. Образующийся при взрыве сверхновой компактный остаток оказывается нагретым до очень высокой температуры (миллиарды градусов). Его температура снижается за счет испускания нейтрино и электромагнитных волн. (Нейтринные потери энергии более важны в первые несколько миллионов лет.) Нейтронные и кварковые звезды остывают по-разному (в большинстве моделей кварковые остывают быстрее). Следует заметить, что на процесс остывания звезд влияет целый ряд плохо известных факторов: какой тип процессов разрешен в нейтронной звезде, переходит ли вещество в ее недрах в сверхтекучее состояние, атмосферой какого химического состава покрыта нейтронная звезда, насколько сильно ее магнитное поле и т.д. Для странных звезд к таким факторам можно отнести момент фазового перехода нейтронного вещества в кварковое, а также количество выделяющейся (или поглощающейся) при этом энергии.
Другим заметным отличием в свойствах нейтронных и кварковых звезд являются противоположные зависимости их радиуса от массы. Странные звезды имеют уравнение состояния, отличное от нормальных нейтронных звезд. Это проявляется, в частности, в меньших радиусах при той же массе компактного объекта. Таким образом измерения массы и радиуса объекта могут позволить определить его природу. По мере уменьшения массы нейтронной звезды ее радиус возрастает, наименьший размер имеют наиболее массивные нейтронные звезды. Радиус самой маленькой нейтронной звезды не может быть меньше 10-12 км. У странных звезд прямая зависимость размера от массы. Т.о. самый большой размер имеют наиболее тяжелые странные звезды, а звезды малый масс могут иметь очень малые размеры. Это различие не слишком помогает наблюдателям, так как у тех нейтронных звезд, массы которых удалось измерить с высокой точность (в первую очередь это двойные радиопульсары), они лежат в очень узком интервале 1.35-1.41 масс Солнца, в котором радиус почти не меняется.
Таким образом, если вы увидите нейтронную звезду, температура поверхности которой существенно ниже полагающейся по возрасту или если ее радиус окажется заметно меньше 10 км, то можно предположить, что наблюдаемый вами объект не нейтронная, а странная звезда. (Но сначала надо еще и еще раз проверить насколько точны полученные значения температуры и возраста или радиуса объекта.)
С этой точки зрения чрезвычайно актуальны наблюдения источника RX J1856-37. Это близкая (возможно ближайшая) молодая нейтронная (или странная) звезда, открытая в 1996 Фредом Волтером с коллегами по рентгеновским наблюдениям на спутнике ROSAT. Богданом Пачинским в 2001 г. была предложена идея определения массы этого объекта с помощью микролинзирования, которая может быть осуществлена в ближайшие несколько лет (однако, если верна новая, а не более ранняя, оценка расстояния до этого объекта, то идея Пачинского об определении массы нейтронной звезды к сожалению не сможет быть осуществлена в ближайшие годы). Запуск астрометрического спутника GAIA даст возможность наблюдения т.н. "астрометрического микролинзирования" (в этом случае наблюдается не изменение блеска звезды-источника, а ее смещение) на нейтронных звездах. Полученные данные дадут возможность прямого определения массы одиночных нейтронных звезд (пока надежно измеряются только массы нейтронных звезд, входящих в двойные системы). В будущем при наблюдении гравитационных волн будут возможны одновременные измерения массы и радиуса нейтронных звезд.
Как уже говорилось выше, отличить кварковую звезды с корой из обычного вещества от нейтронной звезды очень непросто. Есть исследователи, которые полагают, что чуть ли не все известные нейтронные звезды на самом деле являются кварковыми внутри! "Общественное мнение" так далеко не заходит: считается, что есть хорошие кандидаты, которые необходимо детально изучать.
В настоящее время существует несколько кандидатов в странные звезды в тесных двойных системах: 4U 1820-30, SAX J1808.4-3658, 4U 1728-34, Her X-1, GRO J1744-28. Для них существуют оценки массы и/или радиуса, которые, возможно, свидетельствуют в пользу интерпретации этих объектов, как странных звезд (но существуют и другие оценки, так что все это лишь кандидаты). Кроме этого есть и одиночные объекты. Про RX J1856-37, "звезду Волтера", мы уже говорили, есть еще несколько рентгеновских источников, которые являются одиночными нейтронными или кварковыми звездами. Наблюдаются они в остатках сверхновых. Их рассматривают как возможные кварковые звезды по следующей причине. Для этих источников по наблюдениям остатка сверхновой известен возраст (считается, что компактный объект появился одновременно с остатком после взрыва сверхновой). Кроме этого по рентгеновским наблюдениям известна температура поверхности компактного объекта (здесь, правда, есть некоторая неопределенность, т.к. неизвестны параметры атмосферы и величина магнитного поля). Имея модель охлаждения нейтронной и кварковой звезд можно сравнить расчетную температуру для данного возраста с наблюдаемой. Если температура лучше описывается в модели кварковой звезды, то объект можно считать кандидатом в странные звезды. Однако, моделей охлаждения много, и пока удается описать все наблюдения без лишней экзотики.
Некоторые авторы связывают со странными звездами активность источников мягких повторяющихся гамма-вслесков. Пока же основная доля исследований, посвященных странным звездам, представлена теоретическими работами. В России теоретические исследования в этой области активно ведутся в МИФИ Д.Н. Воскресенским.
Среди странных звезд есть еще более странные. И если странные звезды компактнее нейтронных, то "странные странные" звезды еще более компактны. Речь идет о т.н. color flavor locked (CFL) состоянии странного (кваркового) вещества. CFL-фаза соответствует равному числу u, d, s кварков (несмотря на то, что их массы различны). При этом кварки образуют куперовские пары. Свойства CFL-звезд отличны от свойств "обычных" странных звезд. Например, у CFL-звезд, не может быть коры из нормального вещества, т.к. в них нет электронов (что приводит к отсутствию электростатического барьера, мешающго обычному веществу перемешаться с кварковым). Т.о. CFL-звезды в чем-то похожи на "обнаженные" кварковые звезды.
Те, кого интересуют современные данные о нейтронных и странных звездах на более глубоком уровне, могут найти в сети подробный обзор на русском языке, посвященный этим вопросам. На английском языке можно прочесть обзоры Бомбачи и Ксу.
Иллюстрации и дополнительную информацию можно найти здесь:
http://www.astronet.ru:8100/db/msg/1175995
http://www.astronet.ru:8100/db/msg/1175973
http://www.astronet.ru:8100/db/msg/1177720
См. также рисунки из оригинальных работ:
EOS1.eps - Зависимость масса-радиус для нескольких моделей кварковых звезд, показаны кандидаты в кварковые звезды. Однако, в определении параметров кандидатов существует неоднозначность, непозволяющая сделать окончательного вывода; из работы astro-ph/0203069 бразильских ученых Лугонеса (G. Lugones) и Хорвата (J.E. Horvath)
EOS2.ps - Зависимость масса-радиус для нескольких моделей кварковых и нейтронных звезд. Кривые для нейтронных звезд расположены в правой части рисунка, для кварковых - в левой. Пунктиром выделена область, соответствующая параметрам источника SAX 1808-36. Видно, что для него лучше подходят модели кварковых звезд. Однако, здесь еще есть неоднозначность, и удается подобрать параметры, описывающие данный объект в рамках обычного вещества; из работы astro-ph/0201369 итальянского астрофизика Игнасио Бомбачи (I. Bombaci)
Измененный вариант статьи опубликован в журнале
номер 6, 2002.