Когда звезда в двадцать раз массивнее Солнца умирает, она становится нейтронной звездой, телом размером с большой город и экстремальной плотностью. «Это самый безумный объект, о котором когда-либо слышали большинство людей», — говорит астрофизик Завен Арзуманян, работающий в Центре космических полетов НАСА имени Годдарда. Например, кусок нейтронной звезды размером с шарик для пинг-понга весил бы более миллиарда тонн. Под поверхностью звезды, раздавленной гравитацией, большинство протонов и электронов слились бы в нейтроны, отсюда и название этих звезд. По крайней мере, это то представление, которое есть у астрофизиков об этих объектах. Но вопрос далеко не решенный.
Плотность внутри нейтронной звезды была бы сравнима с плотностью атомного ядра, около 1017 килограммов на кубический метр — плотность, которую некоторые лабораторные эксперименты только начинают воспроизводить. В таких экстремальных условиях внутренняя структура этих объектов остается практически неизвестной. «Эти объекты имеют самую высокую стабильную плотность материи, допускаемую законами природы, но в форме, которую мы пока не понимаем«, — объясняет Завен Арзуманян. Это также форма материи, испытывающей сильнейшую гравитацию: если добавить немного больше массы, нейтронная звезда превратится в черную дыру, которая настолько искажает окружающее пространство-время, что даже свет не может уйти от нее.
Существуют различные гипотезы о внутренней структуре нейтронных звезд. Некоторые предполагают, что ядра нейтронных звезд просто заполнены плотной фазой нуклонов (компонентов атомных ядер), с подавляющим большинством нейтронов и немногочисленными протонами то тут, то там. Другие предположения основаны на более экзотических конфигурациях. Одна из возможностей — это смесь нуклонов и менее распространенных частиц, называемая гиперонами. Последние были открыты в 1950-х годах благодаря ускорителям частиц и связанным с ними экспериментам. Нуклоны и гипероны принадлежат к семейству составных частиц, называемых барионами, каждая из которых состоит из трех кварков: протон содержит два u кварка и один d кварк, нейтрон — два d и один u, в то время как гиперон состоит по крайней мере из одного s кварка, более массивной и нестабильной версии d кварка. Ядро нейтронной звезды может также содержать мезоны, частицы, состоящие из кварка и антикварка. Но, что еще более экзотично, нейтроны могут полностью раствориться, высвободив кварки и глюоны (частицы-носители сильного взаимодействия, к которым чувствительны кварки), которые образовали бы своего рода море («плазму») частиц, свободно перемещающихся по отношению друг к другу.
Не имея возможности открыть нейтронную звезду и заглянуть внутрь, трудно сделать выбор между этими гипотезами. Но важный прорыв произошел в августе 2017 года, когда две обсерватории на Земле обнаружили гравитационные волны (колебания пространства-времени), которые, вероятно, излучались при слиянии двух нейтронных звезд. Эти волны несли информацию о массе и размере двух звезд непосредственно перед их столкновением. Физики использовали эти данные для установления новых границ свойств и возможных составов нейтронных звезд.
Новые подсказки мы получаем также из эксперимента Nicer (Neutron star interior composition explorer), который стартовал в июне 2017 года на МКС. Цель этого эксперимента — наблюдать пульсары, то есть быстро вращающиеся нейтронные звезды, обладающие сильным магнитным полем и испускающие световые лучи, которые делают их «маяками Вселенной». Когда эти лучи сканируют Землю, мы видим, как пульсары мигают до 700 раз в секунду.
Благодаря этим и другим экспериментам у нас наконец-то появилась надежда узнать больше о внутреннем строении нейтронных звезд, а также о том, как вещество ведет себя в экстремальных условиях.
Взрывное рождение
Нейтронные звезды рождаются в самом сердце космических катаклизмов — сверхновых. Когда у массивной звезды заканчивается ядерное топливо, она больше не может выдерживать собственный вес, и звезда в конечном итоге коллапсирует. В результате неистового процесса ее внешние слои уносятся в космос, а ее ядро, которое на данном этапе жизни звезды состоит в основном из железа, сжимается.
Гравитация такова, что буквально раздавливает атомы, выталкивая электроны внутрь ядра, пока они не сольются с протонами, образуя нейтроны. «Железо сжимается в 100 000 раз во всех направлениях«, — говорит Марк Алфорд, физик из Вашингтонского университета в Сент-Луисе. «Атом размером в десятую долю нанометра превращается в пучок нейтронов диаметром в несколько фемтометров» [Фемтометр, то есть 10−15 метров, представляет собой одну миллионную часть нанометра, что само по себе соответствует одной миллиардной части метра.] Это как если бы Земля уменьшилась до размеров городского квартала. В конце коллапса остаток звезды содержит около 20 нейтронов на каждый протон.
«Нейтронная звезда в некотором смысле сравнима с одним гигантским атомным ядром, — говорит Джеймс Латтимер, астроном из Университета Стони-Брука, с одним существенным отличием: ядерные взаимодействия обеспечивают сцепление в ядре, в то время как в нейтронной звезде гравитация обеспечивает такое сцепление.»
«Сейчас считается, что нейтронная звезда содержит не более 10% гиперонов.»
Еще в 1934 году немец Вальтер Бааде и швейцарский американец Фриц Цвицки первыми вообразили, что сверхновая может дать начало нейтронной звезде. Прошло всего два года с тех пор, как британский физик Джеймс Чедвик открыл нейтрон, и многие ученые скептически относились к существованию такого экстремального объекта, как нейтронная звезда. Только в 1967 году Джоселин Белл Бернелл, тогда защитившая докторскую диссертацию в Кембриджском университете, Великобритания, и её коллеги наблюдали пульсары (а в следующем году исследователи определили, что эти пульсары должны быть вращающимися нейтронными звездами), и эта идея получила признание.
По словам астрофизиков, изучающих их, нейтронные звезды имеют массу от 1 до 2,5 масс Солнца. Нейтронные звезды имеют как минимум три слоя. Внешний слой представляет собой газообразную «атмосферу» водорода и гелия толщиной несколько сантиметров. Он плавает на вершине внешней «коры» толщиной около километра и состоит из ядер атомного железа, расположенных в кристаллической структуре, между которыми находятся нейтроны и электроны.
Остальная часть звезды, более глубокая, является предметом дополнительных спекуляций. По мере приближения к центру давление увеличивается, и каждое атомное ядро содержит больше нейтронов. Но с определенного порога ядра насыщаются нейтронами, так что они переполняются: это уже не ядра, а просто жидкость из нейтронов и протонов. В конце концов, глубоко внутри звезды, во внутреннем ядре, они тоже могут распасться.
«Мы можем только строить догадки об этом состоянии материи, потому что не знаем, что происходит при таком безумном давлении и плотности«, — говорит Марк Алфорд. В сердце звезды, во внутреннем ядре, плотность может быть в 4-6 раз выше, чем у атомных ядер. «Нейтроны могут быть раздавлены друг о друга, и мы, возможно, говорим уже не о жидкости нейтронов, а о жидкости кварков«
Как выглядит эта жидкость? Возможно, что эти кварки образуют «сверхтекучую», лишенную вязкости жидкость, которая после приведения в движение теоретически никогда не перестанет двигаться. Это странное состояние материи возможно потому, что кварки имеют сродство к другим кваркам, и если бы их толкнуть достаточно близко друг к другу, они бы образовали ««, как электроны в сверхпроводящих материалах.
Кварк — это фермион, то есть частица, спин которой (внутренний кинетический момент) имеет в соответствующих единицах полуцелое значение (1/2 или 3/2, 5/2 и т.д.). Система из двух кварков ведет себя как бозон, частица с целым спином (0, 1 и т.д.). Но фермионы и бозоны не подчиняются одним и тем же правилам. Первые соответствуют принципу исключения Паули, согласно которому два идентичных фермиона не могут находиться в одном квантовом состоянии. На бозоны такое ограничение не распространяется. По отдельности кварки нейтронной звезды вынуждены занимать все более высокие энергии, чтобы удовлетворить как принцип исключения Паули, так и подавляющую плотность. Но в паре с бозонами они могут оставаться в состоянии пониженной энергии (предпочтительная конфигурация любой физической системы) и по-прежнему накапливаться. И в этом случае пары кварков образуют сверхтекучую жидкость.
Сверхтекучее ядро нейтронных звезд
Даже вне ядра, во внешнем ядре, где нейтроны еще целы, они также могут образовывать сверхтекучую среду. Фактически, ученые уверены, что нейтроны ведут себя именно так. Доказательства получены из наблюдений пульсарных «глюков», эпизодов, когда вращение нейтронной звезды внезапно ускоряется.
Теоретики считают, что эти сбои возникают, когда скорость вращения звезды в целом перестает синхронизироваться с вращением сверхтекучей жидкости под корой. В целом вращение звезды естественным образом замедляется со временем, потому что звезда теряет энергию из-за испускания электромагнитного излучения и звездного ветра; напротив, сверхтекучая жидкость, текущая без трения, не замедляется. Механическое напряжение, создаваемое разностью скоростей между двумя слоями, накапливает энергию, которая внезапно высвобождается в виде углового момента, который повторно ускоряет звезду.
В 2011 году Джеймс Латтимер и его коллеги заявили, что нашли доказательства сверхтекучести в ядре нейтронной звезды, но исследователь признает, что споры остаются открытыми. Его группа под руководством Дэни Пейдж из Национального автономного университета Мексики проанализировала данные пятнадцатилетних рентгеновских наблюдений Кассиопеи А, остатка сверхновой, которая стала видимой в начале 17 века. Астрономы обнаружили, что пульсар в центре туманности остывает быстрее, чем предполагает теория.
Одно из объяснений состоит в том, что в начале образования сверхтекучей среды многие нейтроны будут спариваться, но эти нестабильные пары будут разделяться и часто переформировываться. Эта активность будет сопровождаться значительным выбросом нейтрино в космос. Эти частицы уносят большое количество энергии, заставляя звезду остывать быстрее, чем ожидалось. «Это то, что мы никогда не думали, что увидим«, — говорит Лэттимер. «Но, к счастью, эта звезда как раз в том возрасте, чтобы увидеть этот эффект. Подтверждение придет через пятьдесят лет, если звезда начнет охлаждаться медленнее, потому что после образования сверхтекучей жидкости не остается лишней энергии, которую можно было бы терять.«
Таким образом, нейтронные звезды могут содержать сверхтекучую жидкость в своем внешнем и внутреннем ядре. Они также могут содержать так называемый странную материю, потому что он будет содержать кварки s, или странные (s для strange на английском языке).
«Странная» материя?
Существует шесть видов, кварков: u, d, c, s, t и b. Только два самых легких, U и D, находятся в атомах. Другие виды более массивны и нестабильны. Они появляются, например, в столкновениях частиц с высокой энергией на коллайдерах, таких как LHC (Большой адронный коллайдер) ЦЕРНа, недалеко от Женевы. Но в очень плотных недрах нейтронных звезд u и d кварки, содержащиеся в нейтронах, иногда превращались в s кварки (другие кварки настолько массивны, что они, вероятно, не образовались бы даже в таких экстремальных условиях). Если s кварки появляются и остаются связанными с другими кварками, это приведет к образованию гиперонов.
Наконец, возможно также, что эти кварки присутствуют в плазме из кварков и глюонов. Эксперименты в ускорителях частиц позволили бы узнать больше об условиях, необходимых, например, для появления гиперонов. В случае кварк-глюонной плазмы эксперимент Alice на LHC посвящен изучению этого состояния вещества. Но эта искусственная плазма получается при высокой температуре и очень низкой плотности, далекой от условий ядра нейтронной звезды, температура которой относительно низкая, а плотность высокая.
Другой способ определить состав ядра нейтронной звезды — это отметить, что внутренняя структура звезды влияет на ее размер. Если нейтроны не повреждены внутри ядра, они будут действовать «как шары и образуют твердое и компактное ядро«, — объясняет Завен Арзуманян. Компактный сердечник имеет тенденцию отталкивать внешние слои и увеличивать размер звезды в целом. И наоборот, если бы нейтроны растворились в супе из кварков и глюонов, звезда была бы меньше, «мягче». Именно этот след исследуется с помощью опыта Nicer. «Одной из главных целей является измерение массы и радиуса (нейтронной звезды)«, — говорит Завен Арзуманян, соруководитель и научный руководитель эксперимента «Nicer», — «и это поможет нам избавиться от некоторых теорий«.
Эксперимент Nicer выглядит как коробка размером со стиральную машину, установленную за пределами Международной космической станции. Он сканирует несколько десятков пульсаров, разбросанных по всему небу, и обнаруживает исходящие от них X-фотоны. Измеряя время прибытия и энергию этих фотонов, а также то, как интенсивное гравитационное поле этих звезд искажает путь фотонов, исследователи рассчитают массу и радиус пульсаров и смогут их сравнить. «Если Nicer найдет звезды с довольно похожими массами, но очень разными радиусами, это будет означать, что происходит что-то странное«, — говорит Элфорд, например, фазовый переход между двумя формами материи, который приведет к уменьшению звезды. Такой переход может произойти, например, при распаде нейтронов на кварки и глюоны.
Измерение размера нейтронных звезд полезно для сужения диапазона форм, которые может принимать материя. Долгое время считалось, что половина нейтронов в нейтронной звезде превращается в гипероны; теоретические расчеты предполагали, что нейтронная звезда не может превышать 1.5 массы Солнца. Но в 2010 году Пол Деморест из Радиоастрономической обсерватории США в Вирджинии и его команда обнаружили нейтронную звезду с массой Солнца 1,97, что противоречило первоначальному прогнозу. Сегодня, по оценкам физиков, гипероны составляют не более 10% содержимого нейтронной звезды.
Новые и очень разные наблюдения могут рассказать нам еще больше о нейтронных звездах. В течение многих лет телескопы регистрировали вспышки света, известные как гамма-всплески, которые, как подозревают исследователи, являются результатом столкновений двух нейтронных звезд. Такое событие было подтверждено 17 августа 2017 года: два прибора, Ligo ( лазерная интерферометрическая обсерватория гравитационных волн, установленная в штате Вашингтон и Луизиана) и Virgo (недалеко от Пизы, Италия), одновременно зарегистрировали гравитационные волны испускается парой нейтронных звезд, которые вращаются по спирали вокруг друг друга, прежде чем столкнуться и слиться.
Информация через гравитационные волны
До этого все обнаруженные гравитационные волны (первая была зафиксирована в 2015 году) были результатом слияния двух черных дыр. Однако такой процесс не испускает электромагнитного излучения, в отличие от слияния двух нейтронных звезд. Событие 17 августа 2017 года пока единственное в своем роде, но обнаружение его гравитационных волн и электромагнитных излучений несколькими телескопами дало много информации о том, как разворачивалось столкновение. Находка для изучения физики нейтронных звезд. «Я был полностью потрясен«, — говорит Джеймс Латтимер. «Я думал, что это слишком хорошо, чтобы быть правдой.«
Анализ сигналов показал, что событие возникло в результате столкновения пары нейтронных звезд, расположенных примерно в 130 миллионах световых лет от Земли, каждая из которых имеет около 1,4 солнечной массы и радиус от 11 до 15 километров до столкновения. Используя эти данные, ученые уточняют ограничения на уравнение состояния нейтронных звезд. Это уравнение, которое должно применяться ко всем нейтронным звездам во Вселенной, описывает плотность вещества как функцию давления и температуры в звезде. Теоретики предложили различные формы, соответствующие различным гипотезам о природе вещества внутри этих звезд, и новые измерения дали возможность исключить некоторые из них.
Оценочный радиус двух нейтронных звезд, детектированных Ligo и Virgo, относительно невелик по сравнению с их массой. Этот результат удивил астрофизиков, так как поставил под сомнение некоторые теории, описывающие эти звезды. Нелегко включить как компактные нейтронные звезды, так и очень массивные, такие как 1,98 солнечной массы, в одно и то же уравнение состояния.
До сих пор Ligo и Virgo обнаружили только это одиночное столкновение нейтронных звезд, но другое подобное наблюдение может произойти в любой момент, так как оба комплекса обнаружения только что возобновили свою наблюдательную кампанию.
Подсказки в пределах досягаемости детекторов завтрашнего дня
С постепенным повышением чувствительности детекторов гравитационных волн физики надеются еще больше испытать свои модели. Например, один из способов проверить, что находится внутри нейтронной звезды, — это посмотреть на гравитационные волны, излучаемые возможной жидкостью, вращающейся внутри нее; если жидкость имеет очень низкую вязкость или даже нулевую (как сверхтекучая жидкость), она будет течь в соответствии с определенными режимами, «режимами r«, при которых излучаются гравитационные волны. «Эти гравитационные волны были бы гораздо слабее, чем при столкновении«, — говорит Элфорд. «Это просто материя, которая тихо притирается, а не разрывается на части.» Элфорд и его коллеги определили, что используемая в настоящее время версия Advanced Ligo не сможет обнаруживать волны r-режима. Но будущие усовершенствования Ligo, а также запланированные обсерватории, такие как Эйнштейновский телескоп, обсуждаемые в Европе, возможно, смогут это сделать.
А что насчет гравитации?
Раскрытие структуры нейтронных звезд дало бы нам почти полную картину форм, которые может принимать материя, от самых обычных до самых экстремальных. И понимание нейтронных звезд принесет дополнительную пользу: изучение этих звезд, безусловно, позволяет исследовать ядерные взаимодействия, но они дают возможность лучше понять загадочное взаимодействие, которым является гравитация.
Нейтронные звезды — не единственный способ изучения ядерных взаимодействий. Во всем мире проводятся эксперименты в ускорителях частиц, которые действуют как микроскопы для анализа внутренней части ядра атома. «Нейтронные звезды — это смесь гравитационной и ядерной физики«, — говорит Оре Хен, физик из Массачусетского технологического института. «В настоящее время мы используем нейтронные звезды как лабораторию для понимания ядерной физики. Но поскольку у нас есть доступ к ядрам здесь, на Земле, то в конечном итоге мы сможем достаточно хорошо сузить ядерную сторону проблемы. Тогда мы сможем использовать нейтронные звезды для понимания гравитации, которая является одной из самых больших проблем в физике.«
Гравитация, как мы ее понимаем сейчас (благодаря общей теории относительности Эйнштейна), плохо сочетается с теорией квантовой физики. В конце концов, ту или иную, или даже обе теории придется переосмыслить, но, несмотря на многочисленные попытки, никто не знает, какой вариант правильный. «Но в конце концов мы добьемся этого, — заключает Ор Хен, — и это абсолютно захватывающая перспектива.«