Астронет > Звезды, кварковые и нейтронные

Астронет: М. Е. Прохоров/ГАИШ Звезды, кварковые и нейтронные
http://variable-stars.ru/db/msg/1175935

Звезды, кварковые и нейтронные
15.04.2002 15:35 | М. Е. Прохоров/ГАИШ, Москва

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 (подробнее об этом вы можете прочитать здесь или здесь). И когда достаточно массивная (с массой больше 8-10 масс Солнца) звезда завершает свою эволюцию в ее центре образуется ядро состоящее из тяжелых элементов, структура которого похожа на луковицу самые тяжелые находятся внутри и окружены оболочками из более легких. В некоторый момент это ядро теряет устойчивость и начинает катастрофически сжиматься коллапсировать (подробнее см. здесь). Центральная часть ядра превращается в сверхплотный объект - нейтронную звезду - о которой и будет идти речь дальше, а 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 звезды.

Нейтронная звезда называется так не зря. В свободном состоянии нейтрон (n) является неустойчивой частицей и в среднем через 15 минут он распадается на протон, электрон и антинейтрино

$n \to p + e^- + \widetilde\nu\,.$

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 заняты 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 (до 10-15) превышать плотность атомных ядер. (Атомные ядра тоже состоят из нейтронов и протонов, только они удерживаются рядом друг с другом ядерными силами, а не гравитацией, как в нейтронной звезде).

Как ведет себя вещество при таких высоких плотностях нам известно не очень хорошо, сегодня об этом выдвинут ряд гипотез: вещество может оставаться нейтронным, в нем могут начать рождаться более тяжелые частицы (гипероны) или образоваться конденсат $\pi$ - 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 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 - $\Lambda$ и $\Sigma$ гиперонов. Из-за этого кварковые звезды чаще называют странными.

Последнее время теорией странных звезд занимаются очень многие ученые, однако, многие их свойства 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.

[Несколько десятилетий назад в научно-популярной литературе очень популярным 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. Если последнее из высказанных предположений верно, то странное кварковое вещество (плотность которого такая же как у нейтронного) можно было бы хранить без всякого сосуда.]

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 трудно, так как очень многие наблюдательные свойства у проявления у таких звезд очень похожи.

Однако такие 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 (кварковые - быстрее). Следует заметить, что на процесс остывания звезд влияет целый ряд плохо известных факторов - какой тип урка-процессов разрешен в нейтронной звезде, переходит ли вещество в ее недрах в сверхтекучее состояние, атмосферой какого химического состава покрыта 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. 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 - самый большой размер имеют наиболее тяжелые странные звезды, а звезды малый масс могут иметь очень малые размеры. Это различие не слишком помогает наблюдателям, так как у тех нейтронных звезд, массы которых удалось измерить с высокой точность (в первую очередь это двойные радиопульсары), они лежат в очень узком интервале 1.35-1.41M_o, в котором радиус почти не меняется.

Таким образом, 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 странная звезда. (Но сначала надо еще и еще раз проверить насколько точны полученные значения температуры и возраста или радиуса объекта.)