Текст книги "Суперобъекты. Звезды размером с город"

Глитчи

Радиопульсары на протяжении жизни замедляют свое вращение. Однако на фоне постоянной потери вращательной энергии иногда происходят «взбрыки». Пульсар резко увеличивает свою частоту вращения, а потом снова продолжается замедление. Период при таком событии уменьшается совсем чуть-чуть – например, на одну миллионную или даже миллиардную долю, но уже в начале 1970-х годов точность наблюдений позволяла это заметить. Такие события назвали глитчами.

То, что глитчи сообщают нам что-то очень важное о физике нейтронных звезд, было ясно сразу. Но что? Довольно быстро появились две основные идеи о происхождении глитчей. Первая кажется более наглядной. Это звездотрясения.

Представьте себе каплю воды в невесомости. Если она не вращается и никаких внешних воздействий нет, то капля примет точно сферическую форму из-за действия сил поверхностного натяжения. Раскрутим каплю – получим так называемый эллипсоид вращения: на полюсах – сплюснуто, вдоль экватора – вытянуто. Пусть теперь вращение капли постепенно замедлится, тогда и она снова постепенно станет сферой. Теперь на место капли поместим нейтронную звезду. Своей сферической формой она обязана действию гравитации. Ее вращение замедляется на стадии радиопульсара, но плавно изменять свою форму она не может: ведь у нее жесткая кора. Поэтому в коре постепенно растут механические напряжения, и наконец наступает момент, когда материал коры больше не может им сопротивляться. Кора резко переходит в новое состояние – звезда разом меняет свою форму. Именно в этот момент пульсар должен немного ускорить свое вращение. Очень красивая идея, но со временем стало ясно, что она не безупречна. Сам скачок периода она объясняет хорошо, но вот постепенную релаксацию темпа вращения после глитча – плохо. Поэтому сейчас более популярна другая гипотеза.

Глитч пульсара. Видно, как на фоне монотонного роста периода вращения происходит резкий скачок – уменьшение периода.

Несколько лет назад в гонках «Формула-1» была введена обязательная система рекуперации кинетической энергии – KERS (kinetic energy recovery system). Сейчас все такие системы основаны на зарядке аккумуляторов. Но среди первых были и механические. Идея проста: машина тормозит, но часть кинетической энергии не рассеивается, а идет на раскручивание массивного маховика. Позже, когда понадобится дополнительное ускорение, энергию вращения маховика можно передать на вал, и машина резко прибавит скорость. Похожий механизм, вероятно, действует и у нейтронных звезд.

В коре нейтронной звезды, во внутренних частях, нейтроны могут находиться в сверхтекучем состоянии. Это все меняет, так как сверхтекучая жидкость вращается странным образом. Если взять кастрюлю сверхтекучей жидкости и начать ее вращать, то вначале жидкость вообще не будет вращаться. Затем, при достижении критического темпа вращения, в центре кастрюли появится вихрь. Раскрутим еще сильнее – появится второй, третий и т. д. Но остальная часть жидкости вращаться не будет. Свойства вихрей квантованы, а их число соответствует темпу вращения сосуда: чем быстрее вращение – тем больше вихрей.

Замедление вращения нейтронной звезды связано с воздействием сил на ее кору. Кора жестко связана с основной массой недр звезды – с ее ядром, но не со сверхтекучими нейтронами во внутренней коре. Поэтому, пока вся звезда замедляется, нейтронная жидкость в коре вращается (как умеет, т. е. за счет вихрей) с тем же темпом, что и раньше. Накапливается разница скоростей вращения, но это не может продолжаться бесконечно. В какой-то момент система вихрей резко перестраивается, меняется их число. Теперь нейтронная жидкость подстроилась под общий темп вращения звезды, т. е. замедлилась. Но система-то у нас замкнутая! Сверхтекучая жидкость передала избыточную часть своего вращения коре, которую мы наблюдем. Поэтому вся остальная звезда немного увеличивает скорость вращения – происходит глитч.

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.

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.

Для каждого обычного объекта (скажем, звезды) можно дать два таких определения массы. Во-первых, мы можем взять полное число барионов (протонов и нейтронов) в этом объекте и умножить его на массу одной частицы (для простоты считаем, что протон и нейтрон имеют равные массы, а массой электронов можно пренебречь). Такую массу называют барионной. Во-вторых, мы можем посмотреть, как наш объект участвует в гравитационном взаимодействии и определить его «гравитационный заряд» – гравитационную массу. Для звезд, планет и других объектов «нормальной» плотности эти две массы обычно с высокой точностью равны. Для нейтронных звезд ситуация иная.

Представьте теперь, что вы взяли железное звездное ядро с массой 1,4 массы Солнца и целиком превратили его в нейтронную звезду без выброса вещества. Какова масса нейтронной звезды? Вовсе не 1,4 солнечной, если мы говорим о гравитационной массе, а меньше процентов на 10–15. А именно эта масса важна практически во всех астрофизических проявлениях объекта (поэтому именно ее наносят на диаграмму). Дело в том, что как масса ядра атома гелия меньше массы четырех протонов за счет энергии связи, так и масса сколлапсировавшего звездного ядра будет меньше исходной. Излишек энергии будет излучен (в основном с помощью нейтрино) в соответствии с E = mc2. То есть при образовании нейтронной звезды барионная масса коллапсирующего ядра не изменилась (считаем, что ни один барион не пропал), а гравитационная резко уменьшилась (за время, необходимое нейтрино, чтобы покинуть горячую протонейтронную звезду).

Теперь о радиусе. Для нейтронной звезды их можно определить несколько, и связано это с эффектами Общей теории относительности. Во-первых, можно измерить расстояние от центра до поверхности. Во-вторых, можно обойти ее по экватору с рулеткой и разделить полученную длину на 2π. В-третьих, можно посмотреть на нее издалека, увидеть диск и определить его радиус. Все эти три значения будут разными. На диаграмме обычно откладывают второе.

Схематическое изображения искривления световых лучей, приходящих к нам от нейтронной звезды. Свет, вышедший перпендикулярно поверхности, будет удаляться по прямой. А вот световые лучи, испущенные под углом – будут двигаться по искривленным траекториям. Из-за большой концентрации массы пространство искажено, поэтому лучи могут приходить к нам и с обратной стороны. Чем массивнее нейтронная звезда – тем сильнее эффект.

Нейтронная звезда – компактный массивный объект. Внутри него пространство – время устроено по законам Общей теории относительности. Двигаясь из центра наружу, мы попадаем в области с все меньшей и меньшей гравитацией. Меняется метрика пространства, это приводит к последствиям, которые необходимо учитывать при определении длин, в частности – радиуса от центра к поверхности. Он не будет равен тому, который дают измерения только на поверхности.

Свет, приходящий к нам с поверхности нейтронной звезды, тоже двигается по искривленному самой звездой пространству. В частности, из-за этого искривления мы можем видеть часть обратной стороны компактного объекта. Поэтому размеры, наблюдаемые удаленным наблюдателем, будут больше, чем те, что получены измерениями прямо на поверхности.

Астрономы пытаются выжать максимум из доступных на сегодняшний день данных по определению масс и радиусов, чтобы сделать какие-то выводы об уравнении состояния. Кое-что удается сделать, но этого пока явно недостаточно. Сейчас разработаны специальные наблюдательные программы, в том числе с помощью орбитальных обсерваторий, чтобы продвинуться в решении главного вопроса физики нейтронных звезд и поставить точку на диаграмме «Масса – радиус». Видимо, это удастся сделать, изучая двойные системы с нейтронными звездами.

V. Свойства двойных звезд

Главный параметр

В первом приближении звезда – очень простой объект. И у звезды есть один самый главный параметр – это ее масса. Массы самых легких и самых тяжелых звезд сейчас различаются более чем в тысячу раз. Другие важные параметры, такие как химический состав, вращение и т. д., различаются у звезд не столь радикально, поэтому их вариациями можно пренебречь.

От массы, в первую очередь зависит, сколько звезда будет жить, во что она превратится, какие метаморфозы будет претерпевать на жизненном пути, какой будет ее светимость на разных этапах эволюции и т. д. Самые легкие звезды (в 10–13 раз легче Солнца) живут очень-очень долго, и реакции в них не идут дальше превращения водорода в гелий. Пока ни одна такая одиночная звезда во Вселенной не окончила свой жизненный путь, но когда-нибудь они станут гелиевыми белыми карликами. Самые тяжелые (раз в сто тяжелее нашей звезды) живут всего лишь пару миллионов лет и чаще всего превращаются в черные дыры.

В процессе эволюции звезда может увеличивать свой размер в сотни раз, а потом сбрасывать внешние слои и снова уменьшаться. Это сопровождается изменением мощности излучения и температуры. Меняется скорость вращения звезды, ее внутренняя структура и состав. Однако все эти превращения почти полностью предопределены начальной массой.

Если звезда одна, то массу в процессе своей жизни она может только терять. От звезды дует звездный ветер – иногда посильнее, иногда послабее, – и масса уменьшается. Но все эти потери уже предопределены тем, какой была масса в начале. Поэтому было бы здо́рово придумать способ менять (то уменьшать, то увеличивать) массу звезды в течение ее жизни.

Есть один хороший способ это сделать – разместить рядом вторую звезду, причем так близко, что на каких-нибудь этапах эволюции звездной пары вещество могло бы перетекать с одной звезды на другую (например, когда одна из звезд многократно увеличивает свой размер, превращаясь в красного гиганта). Именно это происходит в двойных системах, поэтому жизнь звезды в двойной системе сразу становится гораздо интереснее. Ее судьба может радикально изменится благодаря взаимодействию со своей соседкой.

Про тройняшек

Если в двойных системах все так непросто устроено – может меняться туда-сюда главный параметр в жизни звезды, то можно спросить: а что у нас с тройными системами, с системами четырех звезд, пяти и т. д.? Может быть, там эволюция звезд будет еще более причудливой? Оказывается, что нет. Если мы попробуем создать систему из трех и более звезд примерно с равными расстояниями между ними (чтобы они все могли обмениваться веществом), то такие группировки оказываются неустойчивыми.

Если вы достаточно близко друг от друга посадите три звезды, то взаимодействие приведет к тому, что или одна звезда будет выкинута, или две какие-то сольются, или образуется тесная пара из двух звезд, а третья будет крутиться далеко. Устойчивые орбиты могут существовать, только если исключено сильное взаимодействие между более чем двумя телами. В природе это все происходит естественным образом на стадии формирования звезд. Неустойчивые системы не возникают или очень быстро разрушаются.

То есть, так или иначе, единственным хорошим устойчивым элементом является двойная звезда. Взаимодействие одновременно трех и более звезд невозможно. Поэтому обсуждать тройные или системы более высокой кратности с точки зрения обмена массой не имеет смысла. Хотя есть системы, состоящие даже из шести звезд, но все это пары, вращающиеся друг вокруг друга на расстояниях, значительно больше расстояний между звездами в парах. Это, как говорят, иерархические системы.

Несколько тел в одной динамической системе могут слабо взаимодействовать друг с другом, медленно меняя орбиты. Это явление, получившее название механизма Козаи – Лидова, в 1961 году описал Михаил Лидов для спутников планет, а в 1962-м японский астроном Йошихиде Козаи отразил в расчетах изменения орбит астероидов. Суть его в том, что орбита легкого тела, вращающегося вокруг тяжелого, меняется под воздействием более далекого относительно легкого объекта. Квазипериодически орбита то вытягивается, то сильно наклоняется. Например, искусственный спутник Земли на изначально сильно наклоненной (пусть и круговой) орбите из-за влияния Луны может даже упасть на планету, потому что эксцентриситет со временем вырастает! Такая вековая эволюция орбит в кратной звездной системе происходит медленно, но в редких случаях может иметь далекоидущие последствия.

Единственная часто встречающаяся ситуация интенсивного взаимодействия более чем двух звезд – это так называемая перезарядка. В плотных звездных скоплениях (в первую очередь речь идет о шаровых) звезды могут испытывать очень тесные сближения. Тогда, если пара звезд встречает другую пару или близко пролетает одиночная звезда, может произойти смена партнеров. На короткое время все звезды образуют неустойчивую систему, а потом разлетаются. Так, например, могут возникать парадоксальные системы из звезд разных возрастов (в нормальной двойной, конечно же, обе звезды имеют одинаковый возраст). В результате взаимодействия двух пар, например, компаньон одной системы может поменяться местами с компаньоном другой, а одиночная звезда – занять место в паре, выбросив одну из звезд, ранее входивших в двойную. В общем, все как у людей. Но это только краткий эпизод в жизни звездных пар.

В системах высокой кратности могут происходить интересные превращения. Например, известна система из радиопульсара с двумя белыми карликами, один из которых образует тесную пару с пульсаром, а второй вращается вдалеке. Некоторые системы из черной дыры и маломассивной звезды при численном моделировании удается сформировать только в сценарии, где история начинается с тройной системы. Рассказывая о гиперскоростных звездах, упомянем сценарий с тройной системой. Однако нигде не происходит одновременного тесного взаимодействия сразу трех звезд, которое длилось бы достаточно долго – дольше, чем пара орбитальных периодов.

Таким образом, сложная эволюция в тройных (и в системах более высокой кратности) возможна, но она разбивается на отдельные этапы, когда во взаимодействии участвуют только два объекта. Поэтому детально изучать надо именно эволюцию двойных звезд.

Схема образования кратной звезды. Изначальное вращение протозвездного облака приводит к делению на несколько компонент.