Нейтронні зірки Для науки
Уявлені 70 років тому нейтронні зірки випробовували закони фізики. Однак ми починаємо розуміти, як вони працюють, і досліджувати їх внутрішню структуру.
Спочатку частинка
Все змінилося в 1967 році, коли Джоселін Белл та Ентоні Хьюїш відкрили новий тип зірок - пульсар - що регулярно випромінює радіовипромінювання. Незабаром стало зрозуміло, що пульсар - це обертається нейтронна зірка з потужним магнітним полем, яке пронісся по космосу, як ніч маяка. Наступного року відкриття аналогічного пульсара, psr b 0531 + 21, в межах Крабової туманності, тобто залишків наднової, спостеріганих китайськими астрономами в 1054 р., Підтвердило гіпотезу Бааде і Цвікі про те, що нейтронні зірки утворюються під час цих зоряних вибухів . Ідея була додатково підкріплена виявленням у лютому 1987 р. Дюжини нейтрино, випромінених під час наднової SN 1987 р. Великої Магелланової Хмари. Ці нейтрино є доказом того, що матеріал зірки у джерела виникнення цієї наднової був "нейтронізований": протони та електрони об'єднались, даючи нейтрони та нейтрино відповідно до ядерної реакції, протилежної тій, що викликає бета-радіоактивність (див. Рисунок 6 ).
Сьогодні ми знаємо більше 1300 пульсарів. Спостережувані нейтронні зірки в цій формі (ті, чиї промені регулярно проносять нашу лінію зору), випромінюють імпульси стабільної амплітуди, вказуючи на те, що випромінювання сигналів пов'язане з обертанням джерела. Крім того, частота цих затяжок повільно зменшується з часом.
Ми прийшли до висновку, що пульсар сповільнюється: він втрачає енергію саме тому, що випромінювані сигнали забирають невелику її кількість. Найшвидший відомий пульсар, psr b 1937 + 21, має період 1,56 мілісекунд. Однак при такій швидкості відцентрова сила на екваторі була б більшою, ніж сила тяжіння, а речовина розірвалася б, якби psr b 1937 + 21 не мав щільності, більшої за щільність атомних ядер! Цей результат підтверджує, що це зірка, що складається із стиснених нейтронів у гігантському "ядрі" макроскопічного розміру. Крім того, вважається, що радіохвилі створюються напруженим магнітним полем, викликаним обертанням зірки. Спостережуване уповільнення дозволяє оцінити енергію, що відноситься сигналами, а отже, і напруженість поля. Таким чином, поле пульсара Краба має порядок декількох сотень мільйонів тесла, порівняно із земним магнітним полем, порядку 10–5 тесла, та полям 100 тесла, вироблених у лабораторії.
Модель, запропонована Бааде та Цвікі, дуже просто пояснює високі частоти обертання та напружене магнітне поле, що супроводжують нейтронні зірки. Дійсно, всі нормальні зірки обертаються на собі, і якщо вони роблять набагато повільніше, ніж пульсари, це компенсується тим, що їх розміри принаймні в 100000 разів більші: як фігурист, який пришвидшує обертання, коли наближає руки до своїх тіла, зірки, руйнуючись, набувають надзвичайних швидкостей обертання. Аналогічним чином, магнітне поле зірки сильно посилюється під час колапсу.
Розрахунки Оппенгеймера і Волкоффа, засновані на теорії відносності, продемонстрували існування максимальної маси, яка не зустрічається в теорії Ньютона, за якою нейтронні зірки руйнуються в чорні діри. Насправді тиск - це форма механічної енергії, що зберігається в зірці. Однак енергія еквівалентна масі і породжує гравітаційне поле. Таким чином, після певного порогу збільшення тиску стає контрпродуктивним: тиск не може протистояти силі тяжіння, яку він сам генерує, і об'єкт повинен непоправно руйнуватися. Існування такої максимальної маси дуже важливо, оскільки воно обмежує можливу поведінку речовини, яка утворює нейтронні зірки. Як ми бачили, існує також межа швидкості обертання нейтронних зірок, і подібний максимум був визначений для їх магнітного поля (коли магнітний тиск перевищує тиск речовини, зірка стає нестійкою).
Рівняння стану
На поверхні, де тиск дорівнює нулю, вільних нейтронів не існує (через бета-реакції), а речовина складається із заліза, найбільш стійкого елемента періодичної системи, у вигляді твердого металу, тобто компактного кристалічна решітка, оточена морем вільних електронів. Поверхня цієї металевої кори дуже гладка через надзвичайну інтенсивність гравітації, і будь-які «гори» не можуть перевищувати декількох міліметрів висоти! Кора поширюється на кілька сотень метрів углиб, і щільність швидко зростає.
Зі збільшенням щільності електрони починають наближатися до протонів і потрапляють "в діапазон" слабкої ядерної взаємодії: вони все частіше і частіше поєднуються з протонами ядер, утворюючи нейтрони. Ядра збагачуються нейтронами, коли ми тонемо. Згодом щільність стає такою, що нейтрони починають «просочуватися» з ядер.
Тут починається внутрішня кора, де щільність становить близько тисячної частки ядерної щільності, товщиною від одного до двох кілометрів. Він утворює перехідний шар між кристалічною частиною, складеною з атомних ядер, багатих нейтронами, і підстилаючою рідиною, складеною з нейтронів, протонів та електронів при бета-рівновазі (нейтронна рідина). Цей перехід відбувається через зміни геометрії, що нагадують італійські страви. По-перше, посередині кристала є кулі рідини. На більшій глибині ці кульки руйнуються і з’єднуються, утворюючи «спагетті» з нейтронної рідини. Ці спагеті, в свою чергу, об’єднуються в структуру «лазаньї», де площини рідини чергуються між собою площинами атомних ядер у кристалічній формі. Лазанья стає все товщі і товщі, поки вона не займе весь об’єм, у межах якого кілька кристалічних бульбашок з часом зникають при досягненні ядерної щільності (див. Рисунок 5).
З цієї глибини до приблизно трикратної ядерної щільності (більше декількох кілометрів) зірка в основному складається з нейтронів, протонів, електронів, але також мюонів, які починають з'являтися трохи раніше ядерної щільності. Зірка дуже холодна, нейтрони утворюють надрідку, а протони надпровідну фазу. Коли ми досягаємо ядерної щільності втричі, ми досягаємо серця зірки, і наші моделі стають більш умозрительними.
Вважається, що з'являються нові частинки, зокрема гіперони (види нуклонів, що містять кварки s), взаємодії яких маловідомі, то, можливо, бозони (піони або каони), які, як і всі бозони при нульовій температурі, конденсуються в єдиний квантовий стан, конденсат Бозе-Ейнштейна, який практично не чинить тиску на вагу верхніх шарів. У цьому випадку частина речовини, певним чином, буде "втягнута" із зірки, і, зменшуючи тиск, поки маса залишається незмінною, утворення цього конденсату в найважчих нейтронних зірках може спричинити новий колапс генерування чорної діри. Нарешті, якщо щільність досить висока поблизу центру зірки, речовина може зазнати фазовий перехід, який перетворює її в суп із вільних кварків: так само, як нейтрони залишали ядра, кварки виходили з мезонів та баріонів, утворюючи рідину чисті кварки. Тут зауважимо, що фізика кварків відносно погано вивчена, деякі теорії передбачають, що цей перехід відбувається на початку внутрішньої оболонки. Тоді зірка складалася б з квардеків u, d та s (ми говоримо про дивну зірку).
Невизначеності
Різні моделі відрізняються "твердістю" свого рівняння стану. Рівняння стану набагато складніше, оскільки тиск швидко зростає зі збільшенням щільності. Чим складніше рівняння стану, тим більша максимальна маса, поза якою зірка не може існувати. Таким чином, модель, що допускає наявність конденсату мезонів у серці, веде до дуже м'якого рівняння стану (ці бозони мало беруть участь у тиску) і забороняє існування нейтронних зірок високих мас. Якщо ми спостерігаємо нейтронну зірку з масою, більшою за максимальну, передбачену такою моделлю, ми зробимо висновок, що рівняння стану, на якому вона базується, є хибним (і, в даному випадку, у нейтронних зірках немає конденсату ).
Це міркування показує, що віддалені спостереження можуть бути використані для анулювання певних моделей. Таким чином, гіпотеза, згідно з якою нейтронні зірки є газами Фермі, тобто тілами, тиск яких походить лише від відштовхування, спричиненого принципом виключення Паулі, призводить до обчислення максимальної маси 70 відсотків маси Сонця. Однак ми зазвичай спостерігаємо нейтронні зірки з масою 1,4 сонячних мас, і ми робимо висновок, що в нейтронних зірках проти принципу гравітації виступає не принцип Паулі, а сильна ядерна сила взаємодії, що відлякує в масштабі частинок.
Важливо пов’язати ці теоретичні моделі із спостережуваними величинами. Перша з цих величин - маса зірки (яку легко виміряти в двійкових системах, де нейтронна зірка має зірку-супутник). Поки що всі результати сумісні з класичними рівняннями стану. Хмм-чутливий рентгенівський супутник -Ньютон оцінив компактність, тобто відношення маси до радіуса нейтронної зірки (exo 9748-676). Ця компактність (виражена в одиницях, де гравітаційна постійна і швидкість світла однакові) становить трохи менше чверті, що значно перевищує значення Землі або Сонця (10–10 та 10–6), але близька до чорних дір (0,5). Цей результат дуже добре узгоджується зі звичайними моделями.
Температура поверхні нейтронних зірок визначається за їх спектром в рентгенівській області (що стало можливим лише з моменту появи космічної астрономії). Нещодавно супутник Чандра виміряв температуру пульсара 3 c 58 в залишках наднової з 1181 року. Це здається занадто низьким для віку зірки. Деякі астрономи вважають, що це дивна зірка, але такий результат може бути пов’язаний з тим, що нейтрони перебувають у надфлюїдній фазі, яка дуже швидко охолоджується, що не враховувалось у стандартних моделях. Що стосується радіуса нейтронної зірки, то його дуже важко виміряти (його можна отримати побічно, за температурою, видимою яскравістю та відстанню від зірки, або за її компактністю та масою).
Коли двигун спрацьовує
Тим часом подальші спостереження виявили несподівані складності в житті нейтронної зірки. Сигнали деяких пульсарів стрибають: вони раптово прискорюються, а потім повільно повертаються до свого попереднього стану протягом декількох днів. Це явище, "глюк", спостерігалося кілька разів у чотирьох пульсарах, включаючи у Краба. Явна переривчастість сигналу свідчить про те, що кора є джерелом цього явища, оскільки це єдина частина зірки, яка не є текучою. Це було б пожвавлено якоюсь «тектонікою», двигун якої не конвекція, як на Землі, а надплив нейтронів у нижніх шарах.
Надрідина не обертається, як звичайна рідина, а тече без в'язкості, так що неможливо надати їй обертання, інтегральне з рештою зірки. Коли він достатньо запрошений, надрідина починає обертатися з обмеженим, але певним чином: обертання відсутнє майже у всьому обсязі і концентрується вздовж трубок квантового походження, званих вихорами. Ці вихори прикріплені до кори на рівні, коли нейтрони виходять з ядер, що пояснює явище збоїв. Внутрішня частина нейтронної зірки складається з двох рідин: однієї нормальної (протони, електрони), а іншої надрідкої (нейтрони). Через випромінювання енергії поблизу поверхні зірка сповільнюється, але сповільнення спочатку впливає лише на земну кору та “нормальну” частину рідини. Надливка, вона не сповільнюється. В результаті вихори, які закріплені у внутрішній корі, скручуються і передають напруження на кору, яка, коли вони досягають певного порогу, призводить до її тріщин.
Існують різні можливості складу нейтронної зірки, що не означає, що у Всесвіті існує кілька типів нейтронних зірок. Ці різні моделі є ознакою нашого нинішнього незнання властивостей речовини, яка їх складає. Оскільки останні досягнення наших спостережень починають дозволяти нам розбирати різні сценарії, цілком ймовірно, що нейтронні зірки приносять нам