Суперобъекты. Звезды размером с город

Наблюдая радиопульсары, мы видим скорость вращения магнитосферы нейтронной звезды, которая жестко укоренена в ее коре. Поэтому, определяя период, мы измеряем вращение коры, связанной с ядром, – т. е. практически всей нейтронной звезды, кроме сверхтекучих нейтронов. Постепенное накопление разницы темпа вращения всей звезды и сверхтекучих нейтронов в коре остается для нас незаметным, но перестройки системы вихрей наблюдаются нами как сбой периода радиопульсара.

Интересно, что у магнитаров наблюдают явление, называемое антиглитчем. Как ясно из названия, оно состоит в резком замедлении вращения. Природа этого феномена не ясна. Вполне возможно, что здесь дело не в сверхтекучести, а в сильных магнитных полях в коре таких объектов.

Модель с перестройкой структуры сверхтекучих вихрей хороша тем, что в ней можно объяснить поведение нейтронной звезды после глитча. Хотя остается и много вопросов. Тем не менее данные по глитчам используют для того, чтобы поставить ограничения на параметры уравнения состояния нейтронных звезд. То есть узнать, как ведет себя вещество компактных объектов.

Вопросы о массе и масса вопросов

Многие полагают, что проблема внутреннего строения нейтронных звезд – это самый главный вопрос, связанный с их физикой. Поэтому многочисленные группы исследователей ищут разные подходы к решению этой проблемы.

Мы уже обсудили измерение температуры поверхности и наблюдения глитчей. Другой очень остроумный способ узнать, что находится в недрах нейтронной звезды, таков. Представим, что у нас есть нейтронная звезда. И мы начинаем потихонечку кидать на нее вещество. Масса ее вырастет, и в конце концов звезда схлопнется в черную дыру. В какой момент это произойдет? Это на самом деле фундаментальный вопрос. Что мы узнаем, ответив на него? Мы узнаем массу, при которой звезда начинает неудержимо сжиматься, т. е. узнаем, как долго вещество может выдерживать издевательства над собой до того, как оно скажет: «Все, баста, я коллапсирую в черную дыру, вы мне все надоели». Мы узнаем, при какой центральной плотности происходит этот коллапс. Поэтому важно находить все более и более тяжелые нейтронные звезды. То есть повышать границу, ниже которой вещество еще может противиться коллапсу. Если, в конце концов, ее найти, то можно сказать: вот мы видим нейтронные звезды, например, с массой 2,4 массы Солнца, а дальше мы уже видим черные дыры с массой 2,5 массы Солнца. Значит, практически будет выявлен предел для этого перехода между двумя типами звездных остатков. Это также очень много скажет нам о том, как взаимодействуют друг с другом частицы при высокой плотности, когда, наконец, их давления уже не хватит для того, чтобы удержать звезду от коллапса.

В основном массы нейтронных звезд и черных дыр определяют в тесных двойных системах. Мы подробно поговорим о них ниже. Однако есть еще один экзотический способ определения масс нейтронных звезд и черных дыр. Это – микролинзирование. Наблюдая множество далеких слабых звезд, мы можем заметить, что их блеск или положение изменились из-за того, что на луче зрения появился компактный массивный объект (гравитационная линза), который своей гравитацией исказил пространство. Насколько силен эффект, в первую очередь зависит от массы гравитационной линзы. Соответственно, если в роли линзы выступает нейтронная звезда или черная дыра, то мы получим оценку ее массы. Подробнее мы поговорим об этом подходе в главе, посвященной одиночным компактным объектам. Когда метод станет достаточно массовым и точным, будет построена единая функция масс компактных объектов. Возможно, на ней проявится граница между нейтронными звездами и черными дырами.

Ну и наконец, в ближайшие годы, когда заработают усовершенствованные установки для наблюдения гравитационных волн, то, наблюдая слияние нейтронных звезд, мы можем узнать, что происходит в их недрах. Если здесь на Земле нам приходится самим разгонять и сталкивать ядра атомов, то там у нас будет естественный эксперимент по сталкиванию двух нейтронных звезд. По гравитационно-волновому сигналу от слияния нейтронных звезд мы сможем понять, как же ведет себя вещество внутри этих объектов.

Во-первых, мы увидим, как нейтронные звезды откликаются на мощное приливное воздействие. Во-вторых, мы сможем различить условия, когда в результате слияния образуется нейтронная звезда и когда образуются черные дыры. В некоторых случаях мы сможем получить оценки массы сливающихся объектов. В-третьих, колебания образовавшейся после слияния нейтронной звезды позволят точно определить ее радиус. Наряду с данными о предельной массе это позволит проверить гипотезу о сосуществовании двух семейств компактных звезд: нейтронных и кварковых. В общем, будет множество новых данных, касающихся недр нейтронных звезд.