Суперобъекты. Звезды размером с город

Вдобавок слияния звезд, содержащих кварковое вещество, должны приводить к выбросу большого числа страпелек (strangelet) – небольших комочков кварковой материи. Путешествуя в космосе, они могут долетать и до нас. И тогда их можно, например, регистрировать в некоторых экспериментах по изучению космических лучей, таких как прибор AMS-02 на борту МКС. Но это, видимо, дело будущего.

Изображение AMS-02. Прибор установлен на Международной космической станции. Установка предназначена для изучения космических лучей. Не исключено, что она внесет свой вклад и в поиск страпелек – капель странного (кваркового) вещества.

Как сейчас отвечают на главный вопрос?

Пока мы все ждем регистрации гравитационно-волнового сигнала от слияния нейтронных звезд, основной подход к определению условий в недрах компактных объектов таков. У теоретиков есть множество моделей для описания внутреннего строения компактных объектов. Обычно говорят об уравнении состояния: оно связывает плотность вещества с давлением. В рамках любой такой модели можно рассчитать связь массы и радиуса объекта. Теперь задача сводится к одновременному и, возможно, более точному определению масс и радиусов нейтронных звезд.

Диаграмма «Масса – радиус» для компактных объектов. По горизонтальной оси отложен радиус, измеряемый по экватору объекта. По вертикальной оси – гравитационная масса. Кривые соответствуют разным теоретическим моделям строения компактных объектов.

В идеале необходимо очень точно определить массу и радиус хотя бы для нескольких нейтронных звезд. Тогда можно надеяться, что все теоретические модели, кроме одной, будут отброшены. В реальности – это очень непростая задача: чаще всего точные измерения масс и радиусов делаются разными способами в разных источниках, поэтому для каких-то звезд есть точные определения масс, а для каких-то – радиусов. Подробнее мы обсудим эти измерения ниже.

Измерения масс и радиусов, а также теоретические кривые наносят на диаграмму «Масса – радиус». Именно здесь разыгрывается драма поиска ответа на главный вопрос физики нейтронных звезд.

На диаграмме «Масса – радиус» сразу выделяется несколько областей. Во-первых, посмотрим на левый верхний угол. Самый уголок отрезается черными дырами: линия соответствует радиусу Шварцшильда. Напомним, что он прямо пропорционален массе объекта и для солнечной массы составляет примерно 3 километра. Однако сразу за черными дырами не начинается территория нейтронных звезд. Отрезается еще кусочек. Не вдаваясь в детали, можно сказать, что часть диаграммы запрещена для реальных объектов, потому что там скорость звука оказывалась бы больше скорости света. То есть если мы как-то искусственно «слепим» такой шарик, то он должен быстро сколлапсировать в черную дыру. Наконец (при бо́льших радиусах и меньших массах) на диаграмме «Масса – радиус» начинается область нейтронных звезд.

Теперь посмотрим на правый нижний угол. Здесь мы можем отрезать кусочек диаграммы для самых быстро вращающихся пульсаров. Чтобы вещество не начало стекать с экватора, надо, чтобы скорость вращения там была меньше первой космической. Значит, для каждой массы и периода вращения есть предельный радиус: если звезда будет больше, то начнется истекание. Линию рисуют для самого быстровращающегося объекта. На сегодняшний день это пульсар PSR J1748-2446ad. Его период составляет примерно 1,4 миллисекунды. За секунду он делает 716 оборотов вокруг своей оси. То есть на экваторе скорость вращения заведомо превосходит 50 000 км/с!

Все остальное разрешено, и диаграмма заполнена теоретическими кривыми. Сразу видно, что они делятся на две основные группы: «нормальные» нейтронные звезды и кварковые звезды.

Кварковые звезды устойчивы благодаря сильному ядерному взаимодействию. Они могут быть очень маленькими, и пока они не слишком выросли, их масса примерно пропорциональна объему. То есть при увеличении массы звезда становится больше.

Для обычных нейтронных звезд это не так. При увеличении массы вещество в их недрах сжимается, поэтому радиус падает. Так же, кстати, ведут себя и белые карлики. В зависимости от уравнения состояния объекты по-разному откликаются на рост массы. Какие-то сжимаются очень существенно, какие-то меняют радиус незначительно. Про первых говорят, что у них «мягкое уравнение состояния», а про вторых – что «жесткое». На диаграмме «Масса – радиус» легко увидеть такое поведение теоретических кривых.

В некоторых случаях при росте массы уравнение вдруг становится из жесткого мягким. Это означает, что в недрах звезды плотность превзошла какое-то критическое значение и произошел фазовый переход: одни частицы превратились в другие. Например, у звезды могло появиться кварковое ядро. Такие объекты называют гибридными.

Сделаем важное уточнение относительно масс и радиусов на диаграмме: поскольку нейтронные звезды – объекты экзотические, то и с их основными параметрами не все так просто. Начнем с массы.