Чтение онлайн

Гипотеза Гордона Бейма и его коллег о механизме сбоя периода вращения пульсара Вела позволила физикам предложить механизм происходящего во внешнем ядре. Проводя свои эксперименты со сверхтекучим гелием, ученые поняли, что их идеи о квантовых вихрях были правильными и что сверхтекучие жидкости текут не так, как любая обычная жидкость, а образуют крошечные вихри, которые делают возможным вращение сверхтекучей жидкости. Считается, что по мере того, как нейтронная звезда начинает вращаться со временем все медленнее и медленнее, скорости вращения твердых и жидких компонентов звезды изменяются по-разному: вращение внешней коры, по-видимому, замедляется быстрее, а вихри все еще продолжают свое собственное локальное вращение. Это приводит к тому, что сверхтекучая компонента будет вращаться немного быстрее, чем кора, и возникнет рассогласование во вращении двух систем. Когда отставание во вращении внешней коры становится слишком большим, вихри начинают “подпрыгивать”, пытаясь перестроить свое вращение, что мгновенно заставляет кору крутиться быстрее – и вращение всей звезды на время ускоряется.

В этом и заключается идея того, как возникает глитч, который впервые наблюдал Дик Манчестер в 1969 году. Через некоторое время, может быть, спустя недели или даже месяцы, сверхтекучая система возвращается в равновесное состояние, и нейтронная звезда опять начинает вращаться с нормальной скоростью, которая наблюдалась перед сбоем. Подобный сбой заметили только у 5 % пульсаров. Особенно интересен пульсар Вела, потому что он сбоит примерно раз в три года. Когда я посетила обсерваторию Parkes в феврале 2019 года, Джон Саркисян с гордостью сказал мне, что он наблюдал еще один глитч пульсара Вела всего за несколько дней до этого, 2 февраля. Этот глитч, как и еще один, случившийся 12 декабря 2016 года, был особенно интересен для астрономов, поскольку в данных наблюдений они обнаружили, что непосредственно перед сбоем пульсар внезапно замедлился. Раньше никогда этот эффект не наблюдался10.

По мере того как мы приближаемся к центру нейтронной звезды, все вокруг становится все более странным и менее определенным. Ученые не имеют абсолютно никакого представления о том, что происходит во внутреннем ядре нейтронной звезды и какой вид сверхплотной материи мы можем там обнаружить. Если бы мы когда-нибудь это узнали, то могли бы понять характер сил, посредством которых частицы могут взаимодействовать при таких плотностях. Это также помогло бы нам определить предельную массу нейтронной звезды в тот момент, когда сила гравитации сравняется с внутренним давлением, затем превысит его и превратит нейтронную звезду в черную дыру. Наконец, мы могли бы понять, что происходит в последние мгновения перед слиянием нейтронных звезд. Но как нам забраться внутрь нейтронной звезды?..

Открытие пульсаров объединило две области физики, которые развивались параллельно: ядерную физику и астрофизику (использовавшую радио-, оптические и самые первые рентгеновские наблюдения, которые быстро стали ключевым инструментом для обнаружения теплового излучения от поверхности пульсаров). В том же году, когда был открыт первый пульсар, то есть в 1967-м, физики-ядерщики из Стэнфордского центра линейных ускорителей начали работу, которая несколько лет спустя завершилась прорывом – экспериментальным открытием кварков. Кварки – это фундаментальные строительные блоки вещества. Обычно тройки кварков удерживаются вместе с помощью глюонов – “склеивающих” переносчиков сильного ядерного взаимодействия. Из этих триплетов кварков образуются кирпичики обычной материи, например барионы в атомах: протоны и нейтроны. Сами по себе кварки в свободном состоянии существовать не могут, поэтому сегодня мы имеем дело с кварками исключительно внутри барионов. Подтверждение их существования побудило физиков использовать весь свой творческий потенциал, чтобы придумать различные модели сверхплотной материи, находящейся во внутреннем ядре нейтронных звезд11. Некоторые ученые считают, что внутреннее ядро состоит в основном из нейтронов, которые остались неповрежденными даже в условиях высокой плотности. Но эта модель, как говорит Славко Богданов, астрофизик из Колумбийского университета, “самая стандартная и скучная. Ничего необычного не происходит, это все то же вещество – просто нейтроны, электроны и протоны все вместе зажаты в крошечном пространстве”.

В других моделях предполагается, что нейтроны не сохраняются в прежнем виде, а распадаются на составляющие их кварки, в результате чего ядро превращается в “суп”, состоящий из свободных кварков. Это модель кваркового ядра. Другая гипотеза состоит в том, что кварки, освобожденные от связей внутри нейтронов, перегруппировываются и образуют другие, более экзотические конфигурации, например гипероны. Это частицы, в которых одна из трех кварковых частиц, образующих нейтрон, меняется на так называемый странный кварк (нормальные протоны и нейтроны образуются из гораздо более обычных, так называемых верхних и нижних кварков). Еще одно предположение состоит в том, что большое давление приводит к образованию каонов (частиц, состоящих из двух кварков, один из которых странный) или, может быть, еще чего-то совершенно иного. Существующие теории, описывающие поведение кварков и ядер, такие как квантовая хромодинамика, полезны, но, к сожалению, распространить ее аппарат на довольно холодные и сверхплотные среды настолько сложно, что у нас пока нет методологии, позволяющей применить этот аппарат для получения ответов на наши вопросы.

Чтобы решить эту головоломку, ученые обратились к так называемому уравнению состояния для внутреннего ядра, описывающему соотношение между плотностью энергии и давлением вещества во внутреннем ядре, откуда получается соотношение между массой и радиусом нейтронной звезды. Существует множество таких соотношений, и построено большое количество моделей того, что может происходить во внутреннем ядре в зависимости от массы и радиуса.

Разные виды вещества реагируют на гравитационное сжатие по-разному. Представим, что внутреннее ядро – шарик. Он может быть либо плотным, твердым, как бейсбольный мяч, который трудно сжать, либо мягким, податливым, как надувной. Эти два мяча ведут себя по-разному, поскольку сделаны из разного материала. Из двух нейтронных звезд одинаковой массы в большей из них, имеющей больший радиус, будет более плотное ядро: поскольку сама звезда больше, гравитация будет сжимать вещество сильнее, поэтому ядро должно суметь противостоять большему давлению, иначе звезда сколлапсирует в черную дыру. Ядро, похожее на бейсбольный мяч, может выстоять. А вот если у звезды с той же массой ядро менее плотное или “мягкое” и легко сжимается под действием гравитации, она должна быть меньшего размера, чтобы суметь противодействовать гравитационному сжатию.

Некоторые ученые думают, что нейтронные звезды с твердым ядром (которое описывается “жестким” уравнением состояния), скорее всего, содержат недеформированные нейтроны, только очень плотно упакованные. Звезды меньших размеров с более рыхлым ядром (описываемые “мягким” уравнением состояния) могут содержать свободные кварки в различных конфигурациях, не в последнюю очередь из-за того, что процессы образования гиперонов и каонов из свободных кварков в разных конфигурациях также ведут к понижению давления. Но этот вопрос в большой степени является дискуссионным.

Чтобы узнать, из чего состоит ядро, ученые должны рассчитать, насколько массивной может быть нейтронная звезда данного радиуса. Прежде всего нужно измерить радиус и массу нейтронной звезды по результатам наблюдений, затем, исходя из этих значений, получить уравнение состояния и в процессе расчетов отбросить модели, неправильно описывающие материю, из которой может состоять ядро.

Самые сильные ограничения на модель определяются измерением больших масс – и чем больше масса звезды, тем лучше. Для каждого уравнения состояния есть максимальная масса, допускаемая теорией, и она должна соответствовать наблюдениям. Самая тяжелая нейтронная звезда, известная к настоящему моменту, – это PSR J0740 + 6620, и она имеет массу, равную 2,14 солнечной [21] . Она была обнаружена в 2012 году с помощью телескопа Green Bank. До этого рекорд принадлежал звезде PSR J1614-2230 с массой, равной 1,97 солнечной. Еще один пульсар с массой, равной двум массам Солнца, был найден в 2013 году. Эти открытия заставили исключить теории, в которых использовалось мягкое уравнение состояния для особенно рыхлых нейтронных звезд, поскольку они предсказывали, что звезды с массой около двух масс Солнца должны сколлапсировать в черную дыру. Среди жертв этого ограничения оказались некоторые модели, в которых предполагалось, что внутреннее ядро состоит из каонов или гиперонов. Ученые заговорили о “загадке гиперонов”, задаваясь вопросом, следует ли навсегда распрощаться с идеей присутствия гиперонов во внутренних ядрах. В более новых моделях, где иногда предполагается наличие фазовых переходов из одного состояния вещества в другое, все-таки считается, что гипероны существуют12.

Когда LIGO и Virgo обнаружили слияние нейтронных звезд, ученые подсчитали, что верхний предел массы нейтронной звезды после слияния до момента, когда она должна была превратиться в черную дыру (что, вероятнее всего, с ней и случилось), составлял 2,17 солнечной массы. Масса нынешнего громадного чудовища – PSR J0740 + 6620 – уже очень близка к этому значению. Одна из проблем заключается в том, что наименьшая наблюдаемая масса звездной черной дыры гораздо больше – около пяти масс Солнца. Именно поэтому некоторые ученые полагают, что нейтронная звезда, чья масса выходит за верхний предел, могла сначала сколлапсировать в гипотетическую кварковую звезду с промежуточной массой (слово “гипотетическая” в названии говорит о том, что мы ни одной такой звезды еще не обнаружили13).

Для ученых все эти вещи на сегодняшний день представляют собой довольно сложный пазл, который пока не удается сложить, ведь ни одна из существующих моделей не говорит нам уверенно о том, что находится в центре нейтронной звезды. Для получения новых, более точных значений масс и радиусов звезд ученые продолжают накапливать данные измерений, проводимых с помощью телескопов, ускорителей частиц, детекторов гравитационных волн и даже специального прибора, установленного на борту Международной космической станции. С каждой новой серией данных они получают еще один кусочек пазла, заполняя брешь в наших знаниях.

Иногда к научному открытию приводит цепь совершенно случайных совпадений, например, когда ваша фамилия начинается с той же буквы, что и фамилия нобелевского лауреата – и поэтому университетский почтовый ящик у вас оказывается общим. Сегодня, в наш век электронной почты, трудно представить, что раньше в таких местах, как Институт Нильса Бора при Копенгагенском университете, существовали почтовые ящики, подписанные буквами от A до Z.