Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://xray.sai.msu.ru/~polar/html/publications/pop/strange/final_zverz.txt Дата изменения: Thu Nov 28 19:04:32 2002 Дата индексирования: Sat Dec 22 05:25:26 2007 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: р р р р р р п п р р

Сергей Попов, Михаил Прохоров
Странные звезды

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 начальной 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. Оболочка звезды и внешние части
ядра с высокой скоростью выбрасываются в пространство. Такой сброс оболочки,
сопровождающийся чрезвычайно сильным и быстрым увеличением светимости звезды
(некоторое время она одна светит как целая галактика), называется взрывом
сверхновой.

Недра нейтронных звезд
Нейтронная звезда называется так не зря. Действительно, она в основном
состоит из нейтронов. В свободном состоянии нейтрон является неустойчивой
частицей и в среднем через 15 минут он распадается на протон, электрон и
антинейтрино. 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 занятыми, 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 превышать плотность атомных
ядер. Это происходит потому, что атомные ядра тоже состоят из нейтронов и
протонов, но в них действуют только ядерные силы, которые удерживают частицы
рядом друг с другом, а в нейтронных звездах к ним добавляется гравитация.
Как ведет себя вещество при таких высоких плотностях, нам известно не очень
хорошо. Сегодня на эту тему выдвинуто множество гипотез: вещество может
оставаться нейтронным, в нем могут начать рождаться более тяжелые частицы
(гипероны) или образоваться конденсат пи- или K-мезонов. Еще одной, очень
популярной на сегодня гипотезой, является превращение нейтронной материи в
кварковую. Согласно этой модели при плотностях, достигающихся в центрах
нейтронных звезд, нейтроны оказываются расположенными вплотную друг к другу
(на расстоянии их классических радиусов). Каждый нейтрон (а также протон)
состоит из трех кварков. При не столь высоких плотностях кварки удерживаются
внутри нейтрона, но в центре нейтронной звезды они теперь получают
возможность переходить в соседний нейтрон, то есть свободно перемещаться по
всей области высокой плотности. Группировка кварков по три в нуклоны
исчезает, и вещество можно рассматривать как кварковый газ или жидкость. Как
показывают исследования теоретиков, кроме обычных u (верхнего) и d (нижнего)
кварков в таком газе в большом количестве будут присутствовать s-кварки
(странные). (В протонах и нейтронах s-кварков нет, зато они входят в состав
более тяжелых частиц - гиперонов.) Из-за этого кварковые звезды часто
называют странными.

Немного истории
Видимо, первой работой, посвященной кварковому веществу, была статья Бодмера
(инициалы и откуда он?) в 1971 г. Идея тут проста: состояние кваркового
вещества оказывается самым выгодным с энергетической точки зрения. А природа
всегда выбирает самый экономный путь.
Первыми работами, посвященными непосредственно кварковым звездам, были
статьи Фехнера и Джосса (инициалы и откуда он?) в 1978 г. и Э. Виттена
(откуда он?) в 1984 г. Эдвард Виттен - самый цитируемый из ныне
здравствующих физиков-теоретиков. В своей работе, посвященной в первую
очередь темной материей и космическими лучами, он предложил интересную
гипотезу: вокруг нас летают маленькие комочки странного вещества,
образовавшиеся в ранней Вселенной. Именно они и составляют темную материю.
Такие комочки могут захватываться массивными звездами, и именно из-за них
потом образуется не нейтронная, а кварковая звезда.
Вообще, скорее всего "кварковыми не рождаются, кварковыми становятся". В
большинстве моделей вначале рождается обычная нейтронная звезда, а потом
вещество в ее недрах совершает переход в "странное" состояние (это может
быть связано с охлаждением звезды, с изменением ее массы или темпа
вращения). Тут, однако, никакой ясности нет. Скорее всего, без наблюдений
эту проблему не решить.
Несколько десятилетий назад в научно-популярной литературе очень модно 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 - порядка массы Солнца. 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 успокаивает 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. Таким образом, пишет Виттен, "кварковая материя не
более опасна, чем кислород".

Вопросы, вопросы, вопросы...
В последнее время теорией странных звезд занимаются очень многие ученые.
Однако многие свойства этих объектов 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 окружена 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, т.е. зависимость давления от плотности, отличное от
нормальных нейтронных звезд. Это проявляется, в частности, в меньших
радиусах при той же массе компактного объекта. Следовательно, 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. Таким образом, самый большой размер имеют
наиболее тяжелые странные звезды, а звезды малой массы могут иметь очень
малые размеры. Это различие не слишком помогает наблюдателям, так как у тех
нейтронных звезд, массы которых удалось измерить с высокой точностью (в
первую очередь это двойные радиопульсары), они лежат в очень узком интервале
(1,35-1,41 масс Солнца), в котором радиус почти не меняется.

Как открыть кварковую звезду?
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 кварковая звезда. Разумеется, 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 (откуда он?) с коллегами по рентгеновским
наблюдениям на спутнике ROSAT. В 2001 г. Богданом Пачинским (откуда он?)
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 недалеком 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.

Попов Сергей Борисович - канд. физ-мат. наук, науч. сотр. ГАИШ, сотрудник
Университета Падуи, автор более 40 научных и множества научно-популярных
работ. Прохоров Михаил Евгеньевич- доктор физ-мат. наук, ведущий науч. сотр.
ГАИШ; автор около сотни научных работ; редактор сайта Астронет. Те, кого
интересуют современные данные о нейтронных и странных звездах на более
глубоком уровне, могут найти подробный обзор, посвященный этим вопросам, в
интернете: www.astronet.ru/db/msg/1177322.

Иллюстрации:

1. neutronnebula.jpg (взято с www.astronet.ru:8100/db/msg/1175973)
На снимке стрелкой отмечено положение источника RXJ1856.5-3754. Этот тусклый
объект - самая близкая из известных сегодня нейтронных звезд. Расстояние до
нее, определенное по параллаксу благодаря наблюдениям на Космическом
телескопе им. Хаббла, составляет около 117 пк. По всей видимости, звезда
излучает просто потому, что еще не успела остыть после взрыва сверхновой,
произошедшего около 500 000 лет назад. В последнее время появились работы,
указывающие на то, что это может быть кварковая звезда. Однако, это не
единственная интерпретация наблюдений. Необходимы новые исследования.
(с) M. van Kerkwijk (Institute of Astronomy, Utrecht), S. Kulkarni
(Caltech), VLT Kueyen, ESO

2. EOS1.eps
Зависимость масса-радиус для нескольких моделей кварковых звезд из работы
бразильских ученых Дж. Лугонеса и Дж. Хорвата. Показаны кандидаты в
кварковые звезды. Однако в определении параметров кандидатов существует
неоднозначность, не позволяющая сделать окончательного вывода.
(с) G. Lugones, J.E. Horvath

3. EOS2.ps
Зависимость масса-радиус для нескольких моделей кварковых и нейтронных звезд
из работы итальянского астрофизика Игнасио Бомбачи. 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.
(с) I. Bombaci