Ученые моделируют внутреннюю структуру нейтронных звезд
Основные представления о нейтронных звёздах можно найти и в научно-популярной литературе и в
учебниках. Это ещё не чёрная дыра, но плотность колоссальная - намного выше плотности атомных
ядер. Но что внутри нейтронной звезды? Последователи различных теорий спорят об этом уже 20 лет.
Но пока их споры не прекращаются.. Нейтронные звезды были неожиданно открыты как радиопуль-
сары в 1967 г. в Англии. В ходе исследований мерцаний космических радиоисточников Джоселин
Белл, работавшая под руководством Энтони Хьюиша, обнаружила строго периодический радиосигнал.
Однако, оказалось, что еще за 5 лет до открытия радиопульсаров нейтронные звезды уже наблюдались,
но не в радио, а в рентгеновском диапазоне. В 1962 г. с помощью детектора, установленного на ракете
( рентгеновские лучи поглощаются атмосферой ) был открыт источник в созвездии Скорпиона. Иссле-
дования показали, что рентгеновское излучение приходит от нейтронной звезды, входящей в тесную
двойную систему.
Некогда на одном из ускорителей Беркли (Bevalac) учёные получали на короткие мгновения состояние вещества с плотностью втрое выше ядерной, но даже этого было мало, чтобы адекватно воспроизвес- ти внутренность нейтронной звезды, где плотность материи намного-намного выше.
При размерах в 10-20 километров масса нейтронных звезд столь велика, что сила тяжести на поверх- ности в 100 миллиардов раз больше, чем тяготение на поверхности Земли. Это тяготение оказывается больше, чем внутриядерные силы, так что в центре звезды материя от элементарных частиц перехо- дит всё в более экзотические состояния..
Во что именно - пока остаётся предметом теоретических споров, которые, правда, несколько разбав- ляются анализом наблюдений реальных нейтронных звёзд, но об этом позже.
Интересно, что вопреки распространённому среди неспециалистов представлению нейтронные звез- ды не состоят исключительно из нейтронов.
Хотя их общий заряд может быть нейтрален, там можно найти и протоны, и электроны, и множество других частиц. "Начинка" такой звезды далеко не однородна - на разных её глубинах существует раз- ное давление и разное строение. А ведь ещё, на всю эту "кухню" сильно влияет скорость вращения этих звездных объектов.
Вот как выглядит экскурсия внутрь нейтронной звезды. Перемещаясь к центру, мы увидим, что по мере увеличения плотности материя сжимается так, что в некоторый момент кварки, составляющие так называемые элементарные частицы, становятся освобождёнными.
Тут необходимо отступление - в отношении кварков применяют термин confinement - заключение, что подразумевает: кварки всегда находятся внутри частиц, которые они составляют, и наблюдать их "по отдельности" принципиально невозможно.
Но нет правил без исключения. В центре нейтронных звёзд, говорят физики, нет даже нейтронов - лишь сплошной "суп" свободных кварков, с добавкой глюонов ( в обычных условиях эти частицы яв- ляются "клеем" для кварков внутри ядерных частиц ).
При этом большинство теоретиков полагает, что переход этот, от обычной материи к кварковой, про- исходит по мере нашего мысленного продвижения вглубь звезды - в один момент, словно граница со льдом сверху и водой внизу - на замёрзшем озере. Вот с ними и спорит Гленденнинг, предлагая карти- ну куда более сложную.
Дело в том, что когда вода замерзает, меняется только одно - расположение и взаимодействие её мо- лекул. В нейтронной звезде мы можем увидеть самые разнообразные, пересекающиеся изменения: и электрических зарядов, и так называемого барионного числа и прочии превращения внутри частиц. Фазовые переходы в таком случае - очень сложны. Поскольку нет прямой связи между двумя упомя- нутыми свойствами материи. Так, нейтрон имеет положительное барионное число, но нулевой элект- рический заряд. Верхний и нижний кварк имеют одинаковое барионное число (+ 1/3), но электричес- кий заряд первого + 2/3, а второго (минус) - 1/3.
Гленденнинг считает, что из-за этой системы переходов по двум параметрам материя в нейтронной звезде существует не только в чистых, но и в так называемых смешанных фазах, где присутствуют и элементарные частицы, и свободные кварки.
Превращение обычной материи в кварковую многие физики сравнивают с переходом двух агрегат- ных состояний воды, но некоторые из них говорят, что такая аналогия недопустимо проста.
При этом в определённых слоях внутри нейтронной звезды поддерживается превращение материи, напоминающее кипение супа: протоны превращаются в нейтроны, кварки разных типов превращают- ся друг в друга и так далее.. А всё вместе создаёт удивительные структуры и поддерживает их в рав- новесии.
На энной глубине адронный слой (своего рода кристалл) содержит лишь немного свободных кварков, которые вплетены в него, как капельки жидкой воды в сплошной лёд.
Глубже "капельки" кварков удлиняются к "прутам", ещё глубже они сливаются в "плиты" ( как слоёное тесто, перемежаемое начинкой).
Адроны же, наоборот, глубже представляют "плиты", потом "стержни", потом - редкие "капельки".
Наконец, в самой глубине мы видим чистый набор свободных кварков и ничего больше.
А вот во внешних слоях мы видим те самые нейтроны, которым изучаемая нами звезда обязана сво- ему названию, а самый же внешний тонкий слой составляют ионы.
Внутренности нейтронной звезды по Гленденнингу (иллюстрация с сайта lbl.gov).
Американский физик подобрал "гастрономические" образы к этим странным слоям - "ячмень, спагет- ти, лазанья". Но есть ли способ хоть как-то проверить картину учёного экспериментально? Это непро- сто, но подход уже видимо найден.
Ещё в 1970-х физики обнаружили, что если с огромной скоростью закрутить вокруг своей оси ядра редкоземельных элементов (а такое вращение им можно придать в ряде экспериментов на ускорите- лях), то будет наблюдаться странный эффект: время от времени вращение ядра резко замедляется, а потом вновь ускоряется без видимой причины.
Возможное объяснение - быстрое вращение создаёт силы, способные кратковременно разорвать свя- зи между отдельными протонами или нейтронами. Это меняет момент инерции ядра.
Гленденнинг полагает, что нечто похожее может происходить и с нейтронной звездой - бурные вза- имные превращения ряда частиц-адронов и кварков могут непосредственно влиять на скорость её вращения. А её то мы можем фиксировать, благодаря радиоволнам, испускаемым вращающейся нейт- ронной звездой с сильным магнитным полем. Так маяк посылает свой луч по кругу ( это те самые пульсары, составляющие большинство среди нейтронных звезд, и которые давно наблюдают астро- номы ).
Как же нейтронная звезда может менять своё вращение? Например, захватывая материю от обычной звезды-спутника. Таким образом нейтронная звезда ускоряется.
Но тогда давление в её недрах падает ( из-за центробежных сил ), а значит - должны перемещаться вглубь границы тех самых фазовых переходов, где нормальная материя превращается в кварковую. Последней становится меньше, момент инерции (масса) всей звезды увеличивается, и она вновь за- медляется.
Два процесса способные тормозить ( на переднем плане ) или ускорять ( на заднем плане )
вращение нейтронной звездыДругой случай наблюдаем, когда ось магнитного поля нейтронной звезды не совпадает с её осью вра- щения. Возникает торможение. Ведь энергия уходит с электромагнитным излучением. Пульсар посте- пенно вращается всё медленнее, что увеличивает давление в его "интерьере", тогда кварковая материя начинает формироваться в его центре и наращиваться, наращиваться…
А поскольку кварковая материя чрезвычайно плотна, она, напротив, ускоряет своё вращение ( как конькобежец, сводящий руки вместе ), постепенно увлекая и внешние слои, и разгоняя вновь всю звез- ду в целом. Что же выходит? Существует саморегулирующийся механизм, не позволяющий нейтрон- ной звезде вращаться не слишком быстро и не слишком медленно. А значит, достаточно старые ней- тронные звёзды должны "тяготеть" к какой-то средней частоте вращения ( что зависит, конечно, и от их массы).
При этом оба процесса могут и сочетаться, да ещё при их расчётах нужно учитывать релятивистские эффекты, возникающие при сверхсильном тяготении.
И всё же это явление, как полагает Гленденнинг, можно попытаться отследить по статистике рас- пределения частот вращения пульсаров на примере достаточно большого их "населения".
Действительно, однажды анализ каталога рентгеновских пульсаров показал такой "пик", но позже ре- зультат дезавуировали какими-то пересчётами.
По большому счёту, учёным не хватает нейтронных звёзд. В смысле, слишком мало ещё собрано ста- тистики по самым разным нейтронным звёздам, чтобы делать далеко идущие выводы. Во всяком слу- чае - в данном вопросе.
Сейчас астрономы обдумывают и пробуют новые виды наблюдений, которые позволят вычислять массу и радиус нейтронных звёзд точнее. Скоро информации об одних из самых загадочных объек- тов Вселенной должно прибавиться. Тогда, возможно, мы и узнаем - прав ли Н. Гленденнинг.
источник: Berkeley Lab - www.lbl.gov
Возле пульсаров тоже могут располагаться планеты, но едва ли они пригодны для жизни
Одиночная нейтронная звезда RX J1856.5-3754 образовалась в результате коллапса ядра взорвавшей-
ся звезды. Это ближайшая из известных нейтронных звезд, она находится от нас на расстоянии 180
световых лет. Масса звезды больше солнечной, а размер всего лишь 20 км. Этот крошечный осколок
звезды пробивается сквозь водородный газ и пылевые облака межзвездного пространства со скорос-
тью 200 км/с. Поверхность нейтронной звезды чрезвычайно горячая, около 660 тыс. градусов. Поэто-
му эту ( возможно ближайшую) молодую нейтронную звезду, удалось обнаружить в 1996 году Фреду
Волтеру с коллегами по рентгеновским наблюдениям на спутнике ROSAT.
Возможно миллион лет назад нейтронная звезда Волтера родилась в двойной системе в ассоцияции
звезд Скорпион-Центавр.
Астрономы, наблюдавшие в оптическом диапазоне, с удивлением обнаружили, что RX J1856.5 окру-
жена конусообразной туманностью. Это изображение получено с помощью "Лунного" телескопа (Ku-
eyen) Европейской Южной Обсерватории (ESO). Свечение туманности в красном цвете объясняет-
ся рекомбинациями ионизованных атомов водорода с электронами. Ее коническая форма похожа на
то, как выглядит след на воде от плывущего корабля. Слабая голубая точка рядом с верхушкой ко-
нуса - это сама нейтронная звезда. Весьма вероятно, что туманность сформировалась очень близко
от поверхности нейтронной звезды. Для подтверждения модели головной ударной волны необходи-
мо иметь точные оценки плотности и температуры вещества туманности.
Одно из выдвинутых предположений состоит в том, что RXJ1856.5 в действительности не нейтрон-
ная звезда, а объект нового класса - звезда из кварков. Кварковые звезды действительно "странные" -
возможно, в них произошло превращение вещества в форму, известную как странные кварки. Кварко-
вые звезды, если они действительно существуют, должны занимать промежуточное положение меж-
ду нейтронными звездами и черными дырами по размеру и плотности. Кварковые звезды должны
быть более компактными и остывать быстрее, чем нейтронные звезды. В действительности, некото-
рые из них могут быть даже сверхкомпактными - настолько плотными, что излученный ими свет бу-
дет двигаться по орбите вокруг такой звезды.
Астрономы, исследовавшие звезды RX J1856.5-3754 и 3C58 с помощью орбитальной рентгеновс-
кой обсерватории "Чандра" обнаружили в их характеристиках показатели, необъяснимые с точки
зрения современных представлений о структуре материи. Это привело ученых к предположению,
что указанные звезды частично или полностью состоят из кварков - субэлементарных частиц.
Так, судя по излучению звезды RX J1856,5-3754, зафиксированному с орбиты телескопами Чандра
и Хаббл, она представляет собой твердое тело диаметром всего 11,3 км. Этот размер никоим обра-
зом не вписывается даже в модель строения нейтронных звезд - которые должны иметь в ~ 2 раза
больший размер.
Размеры и масса 3C58 вполне соответствуют характеристикам нейтронной звезды, однако попытка
ученых получить характеристику ее рентгеновского излучения привела к странным результатам -
излучение оказалось значительно ниже предполагаемого. Согласно проведенным расчетам, темпера-
тура поверхности 3C58 составляет менее 1 000 000°С, что также нельзя объяснить, пользуясь приня-
той моделью нейтронных звезд. Ликвидировать противоречие можно, лишь допустив, что в состав
3C58 входят не только нейтроны, но и кварки, которые до сих пор не удавалось наблюдать "вживую". 
Почему звезда RXJ1856.5-3754 такая холодная и тусклая? Ранее считалось, что эта компактная звезда
является самой близкой нейтронной звездой, находящейся на расстоянии всего 180 световых лет.
Однако новые наблюдения и результаты их анализа показывают, что температура RXJ1856.5-3754,
показанной выше, очень низка, и что расстояние до нее гораздо больше - около 450 световых лет.
Если возраст этой нейтронной звезды - около одного миллиона лет, то она должна быть значительно
горячее и ярче, чем мы наблюдаем сейчас. Одно из выдвинутых предположений состоит в том, что
RXJ1856.5-3754 в действительности не нейтронная звезда, а объект нового класса - звезда из кварков.
Кварковые звезды действительно странные - возможно, в них произошло превращение вещества в
форму, известную как странные кварки. Кварковые звезды, если они действительно существуют,
должны занимать промежуточное положение между нейтронными звездами и черными дырами по
размеру и плотности. Кварковые звезды должны быть более компактными и остывать быстрее, чем
нейтронные звезды. В действительности, некоторые из них могут быть даже сверхкомпактными -
настолько плотными, что излученный ими свет будет двигаться по орбите вокруг такой звезды ..
Будущие наблюдения должны решить пока еще спорные вопросы о расстоянии и геометрии излучаю-
щей области звезды RXJ1856.5-3754 и установить, существует ли на небе неизвестный до сих пор
новый тип объектов.
astronet.ru/db/msg/1175862