Суперобъекты. Звезды размером с город - Сергей Попов

Есть еще более экзотические модели – это модели кварковых, или странных, звезд. Мы помним, что протоны и нейтроны состоят из трех маленьких частиц – кварков. И они обладают любопытной особенностью. Получить отдельный кварк и изучить его «лицом к лицу», невозможно. Если мы пытаемся выдрать кварк, например, из протона или какой-то другой частицы, понадобится такое количество энергии, которого достаточно для того, чтобы родить пару из кварка и антикварка. Новорожденный кварк войдет в состав той частицы, которую мы пытались разделить. А антикварк вместе с полученным нами кварком образует новую, составную частицу (это будет какой-нибудь мезон). То есть мы «вытянули» отнюдь не отдельный кварк. Это явление называют конфайнментом – кварки «заперты» в частицах, которые называют адронами.

Однако если речь идет о недрах компактной звезды, то из-за большой гравитации там создается настолько высокая плотность, что в этой области кварки становятся свободными. Говорят, что произошел деконфайнмент. Такую идею предложили в 1965 году (т. е. еще до открытия пульсаров!) Дмитрий Иваненко и Дмитрий Курдгелаидзе, практически сразу же после появления самой гипотезы о кварковом строении вещества.

При деконфайнменте вещество будет состоять уже не из протонов, нейтронов, гиперонов или еще каких-то частиц, а именно из свободных кварков, эдакой кварковой плазмы в некотором смысле. Это чрезвычайно интересно, если, конечно, такой сценарий реализуется в природе – пока кварковое вещество остается гипотезой. И снова единственное место, где это действительно можно было бы достаточно надежно изучать, – это недра нейтронных звезд.

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.