Eti strannye strannye zvezdy ...
3.12.2002 20:45 | S. B. Popov, M. E. Prohorov
Eti strannye strannye zvezdy .....
S.B. Popov
(GAISh, Moskva;
Universitet Padui, Italiya),
M.E.Prohorov
(GAISh, Moskva)
Chem massivnee zvezda tem zharche ona gorit, tem sil'nee svetit i men'she zhivet. V hode termoyadernyh reakcii vodorod v centrah takih zvezd prevrashaetsya v gelii, zatem gelii v tak nazyvaemye elementy uglerodnogo cikla (sobstvenno uglerod, kislorod, azot i t.d.), oni v svoyu ochered' prevrashayutsya v eshe bolee tyazhelye elementy (magnii, kremnii i t.d.) vplot' do zheleza. Kogda dostatochno massivnaya (s massoi bol'she 8-10 mass Solnca) zvezda zavershaet svoyu evolyuciyu v ee centre obrazuetsya yadro, sostoyashee iz tyazhelyh elementov. Ego struktura pohozha na lukovicu: samye tyazhelye nahodyatsya vnutri i okruzheny obolochkami iz bolee legkih elementov. V nekotoryi moment eto yadro teryaet ustoichivost' i nachinaet katastroficheski szhimat'sya - kollapsirovat'. Central'naya chast' yadra prevrashaetsya v sverhplotnyi ob'ekt - neitronnuyu zvezdu - o kotoroi i budet idti rech' dal'she, a obolochka zvezdy i vneshnie chasti yadra s vysokoi skorost'yu vybrasyvayutsya v prostranstvo (chast' obolochki mozhet okazat'sya zahvachennoi gravitacionnym polem yadra, i zatem vypadet obratno, uvelichiv massu neitronnoi zvezdy i izmeniv himicheskii sostav vneshnih sloev). Takoi sbros obolochki, soprovozhdayushiisya chrezvychaino sil'nym i bystrym uvelicheniem svetimosti zvezdy (nekotoroe vremya ona odna svetit kak celaya galaktika), nazyvaetsya vzryvom sverhnovoi.
Neitronnaya zvezda
nazyvaetsya tak ne zrya. V svobodnom sostoyanii neitron (n)
yavlyaetsya neustoichivoi chasticei i v srednem cherez 15 minut on raspadaetsya na
proton (
), elektron (
)
i antineitrino (
)
Massa neitrona prevyshaet summu mass pokoya protona i elektrona, a ostatok energii idet v kineticheskuyu energiyu dvizheniya chastic i na neitrino. Odnako, esli pomestit' neitron v holodnyi i ochen' plotnyi gaz protonov i elektronov (tak nazyvaemyi vyrozhdennyi gaz), to "vse mesta" dlya chastic, na kotorye "hotel by" raspast'sya neitron, okazyvayutsya zanyaty, i on stanovitsya ustoichivym.
Dlya togo, chtoby sozdalis' opisannye usloviya, neobhodimo ochen' vysokoe
davlenie, kotoroe v nedrah neitronnoi zvezdy sozdaetsya ee sobstvennoi
gravitaciei. Za isklyucheniem vneshnih sloev neitronnoi zvezdy (kory) ee
veshestvo sostoit v osnovnom iz neitronov i ochen' nebol'shogo kolichestva
protonov i elektronov. Davlenie v centre neitronnoi zvezdy stol' vysoko, chto
plotnost' veshestva tam mozhet v neskol'ko raz (do 10-15) prevyshat' plotnost'
atomnyh yader. (Atomnye yadra tozhe sostoyat iz neitronov i protonov, tol'ko oni
uderzhivayutsya ryadom drug s drugom yadernymi silami, a ne gravitaciei, kak v
neitronnoi zvezde).
Kak vedet sebya veshestvo pri takih vysokih plotnostyah,
nam izvestno ne ochen' horosho (labratornye eksperimenty govoryat tol'ko o
yadernyh plotnostyah, kotorye sootvetstvuyu neitronnym zvezdam s massoi vsego
okolo poloviny solnechnoi, po vsei vidimosti takie neitronnye zvezdy v
prirode ne vstrechayutsya).
Segodnya na etu temu vydvinuto mnozhestvo gipotez: veshestvo mozhet ostavat'sya
neitronnym, v nem mogut nachat' rozhdat'sya bolee tyazhelye chasticy (giperony)
ili obrazovat'sya kondensat 
- ili K-mezonov. Eshe odnoi, ochen'
populyarnoi na segodnya gipotezoi, yavlyaetsya prevrashenie neitronnoi materii v
kvarkovuyu. Soglasno etoi modeli pri plotnostyah, dostigayushihsya v centrah
neitronnyh zvezd, neitrony okazyvayutsya raspolozhennymi vplotnuyu drug k drugu
(na rasstoyanii ih klassicheskih radiusov). Kazhdyi neitron (a takzhe proton)
sostoit iz treh kvarkov. Pri ne stol' vysokih plotnostyah kvarki uderzhivayutsya
vnutri neitrona, no v centre neitronnoi zvezdy oni teper' poluchayut
vozmozhnost' perehodit' v sosednii neitron, to est' svobodno peremeshat'sya po
vsei oblasti vysokoi plotnosti. Gruppirovka kvarkov po tri v nuklony
ischezaet i veshestvo mozhno rassmatrivat' kak kvarkovyi gaz ili zhidkost'. Kak
pokazyvayut issledovaniya teoretikov,
krome obychnyh u (verhnego) i d (nizhnego) kvarkov v
takom gaze v bol'shom kolichestve budut prisutstvovat' s-kvarki (strannye). V
protonah i neitronah s-kvarkov net, zato oni vhodyat v sostav bolee tyazhelyh
chastic - 
i 
giperonov. Iz-za etogo kvarkovye
zvezdy
chasto nazyvayut strannymi.
Pervoi rabotoi, gde udalos' pokazat', chto sushestvovanie kvarkovogo veshestva vozmozhno, byla stat'ya Bodmera v 1971 g. Ideya tut prosta: sostoyanie kvarkovogo veshestva okazyvaetsya samym vygodnym s energeticheskoi tochki zreniya. A priroda vsegda vybiraet samyi ekonomnyi put'. A pervymi rabotami, posvyashennymi neposredstvenno kvarkovym zvezdam, byli stat'i Ito (1970g.), Fehnera i Dzhossa (1978 g.) i Vittena (1984 g.).
Edvard Vitten (r. 1951) - samyi citiruemyi iz nyne zdravstvuyushih fizikov-teoretikov. V svoei rabote on (v svyazi s temnoi materiei i kosmicheskimi luchami) obsuzhdal interesnuyu gipotezu: vokrug nas letayut malen'kie komochki strannogo veshestva, obrazovavshiesya v rannei Vselennoi. imenno oni i sostavlyayut temnuyu materiyu. Takie komochki mogut zahvatyvat'sya massivnymi zvedami, i imenno iz-za nih potom obrazuetsya ne neitronnaya, a kvarkovaya zvezda.
Neskol'ko desyatiletii nazad v nauchno-populyarnoi literature ochen' populyarnym bylo govorit' o spichechnom korobke veshestva belogo karlika, kotoryi na Zemle vesil by 100 tonn. Takoi zhe korobok neitronnogo veshestva vesil by neskol'ko milliardov tonn. Odnako nigde v etoi kartine ne govorilos' o tom, chto korobok, v kotorom soderzhalos' by takoe zvezdnoe veshestvo, dolzhen byl byt' gorazdo prochnee spichechnogo. Naprimer, esli massa holodnoi neitronnoi zvezdy men'she 0.1 massy Solnca, to dazhe samogravitaciya takogo, v obshem-to nelegkogo ob'ekta, ne smozhet uderzhat' ego ot razleta (dlya goryachei neitronnoi zvezdy predel eshe vyshe). A vot strannoe kvarkovoe veshestvo (plotnost' kotorogo takaya zhe kak u neitronnogo) mozhno hranit' bez vsyakogo sosuda! Vot i letayut po Vselennoi komochki kvarkovoi materii...
Mozhet vozniknut' vopros: esli takie komochki letayut vezde, to ne opasny li oni? Vitten srazu zhe spokaivaet nas: nichego strashnogo ne proizoidet. Ved' net zhe vokrug nas termoyadernyh reakcii (usloviya ne te: malen'kaya temperatura i plotnost'), tak vot i cepnoi reakcii prevrasheniya obychnogo veshestva v strannoe ne budet proishodit', esli komochek kvarkovoi materii proletit skvoz' Zemlyu. Kvarkovoe veshestvo budet ottalkivat' obychnoe veshestvo za schet poverhnostnogo zaryada. T.o., pishet Vitten, "kvarkovaya materiya ne bolee opasna, chem kislorod" .
V poslednee vremya teoriei strannyh zvezd zanimayutsya ochen' mnogie uchenye (za poslednimi professional'nymi stat'yami, v osnovnom na angliiskom yazyke, udobno sledit' po biblioteke elektronnyh preprintov astro-ph, korotkie obzory novyh statei v etoi biblioteke, obzory - na russkom, mozhno naiti na saitah Astronet i Scientific.Ru). Odnako, mnogie ih svoistva ostayutsya do konca ne ponyatnymi. Ne yasno, naprimer, yavlyaetsya li perehod neitronnoi materii v kvarkovuyu obratimym, to est' kak vedet sebya kvarkovoe veshestvo pri snizhenii davleniya. I zdes' vyskazyvayutsya pryamo protivopolozhnye idei: chto pri ponizhenii davleniya i plotnosti kvarki budut ob'edinyat'sya v nuklony (neitrony), ili chto odnazhdy obrazovavshis' v centre neitronnoi zvezdy strannoe veshestvo budet sohranyat' svoi svoistva i pri nizkom davlenii.
Drugoi vopros - budet li strannaya zvezda celikom sostoyat' iz kvarkovogo veshestva ili kvarkovoe yadro mozhet byt' pokryto koroi (vozmozhno dostatochno tolstoi) iz neitronnogo ili obychnogo veshestva. V poslednem sluchae otlichit' ee ot neitronnoi zvezdy stanovitsya ochen' trudno, tak kak mnogie nablyudatel'nye svoistva i proyavleniya u takih zvezd ochen' pohozhi, no popytki delayutsya. Obrazuyushiisya pri vzryve sverhnovoi kompaktnyi ostatok okazyvaetsya nagretym do ochen' vysokoi temperatury (milliardy gradusov). Ego temperatura snizhaetsya za schet ispuskaniya neitrino i elektromagnitnyh voln. (Neitrinnye poteri energii bolee vazhny v pervye neskol'ko millionov let.) Neitronnye i kvarkovye zvezdy ostyvayut po-raznomu (v bol'shinstve modelei kvarkovye ostyvayut bystree). Sleduet zametit', chto na process ostyvaniya zvezd vliyaet celyi ryad ploho izvestnyh faktorov: kakoi tip processov razreshen v neitronnoi zvezde, perehodit li veshestvo v ee nedrah v sverhtekuchee sostoyanie, atmosferoi kakogo himicheskogo sostava pokryta neitronnaya zvezda, naskol'ko sil'no ee magnitnoe pole i t.d. Dlya strannyh zvezd k takim faktoram mozhno otnesti moment fazovogo perehoda neitronnogo veshestva v kvarkovoe, a takzhe kolichestvo vydelyayusheisya (ili pogloshayusheisya) pri etom energii.
Drugim zametnym otlichiem v svoistvah neitronnyh i kvarkovyh zvezd yavlyayutsya protivopolozhnye zavisimosti ih radiusa ot massy. Strannye zvezdy imeyut uravnenie sostoyaniya, otlichnoe ot normal'nyh neitronnyh zvezd. Eto proyavlyaetsya, v chastnosti, v men'shih radiusah pri toi zhe masse kompaktnogo ob'ekta. Takim obrazom izmereniya massy i radiusa ob'ekta mogut pozvolit' opredelit' ego prirodu. Po mere umen'sheniya massy neitronnoi zvezdy ee radius vozrastaet, naimen'shii razmer imeyut naibolee massivnye neitronnye zvezdy. Radius samoi malen'koi neitronnoi zvezdy ne mozhet byt' men'she 10-12 km. U strannyh zvezd pryamaya zavisimost' razmera ot massy. T.o. samyi bol'shoi razmer imeyut naibolee tyazhelye strannye zvezdy, a zvezdy malyi mass mogut imet' ochen' malye razmery. Eto razlichie ne slishkom pomogaet nablyudatelyam, tak kak u teh neitronnyh zvezd, massy kotoryh udalos' izmerit' s vysokoi tochnost' (v pervuyu ochered' eto dvoinye radiopul'sary), oni lezhat v ochen' uzkom intervale 1.35-1.41 mass Solnca, v kotorom radius pochti ne menyaetsya.
Takim obrazom, esli vy uvidite neitronnuyu zvezdu, temperatura poverhnosti kotoroi sushestvenno nizhe polagayusheisya po vozrastu ili esli ee radius okazhetsya zametno men'she 10 km, to mozhno predpolozhit', chto nablyudaemyi vami ob'ekt ne neitronnaya, a strannaya zvezda. (No snachala nado eshe i eshe raz proverit' naskol'ko tochny poluchennye znacheniya temperatury i vozrasta ili radiusa ob'ekta.)
S etoi tochki zreniya chrezvychaino aktual'ny nablyudeniya istochnika RX J1856-37. Eto blizkaya (vozmozhno blizhaishaya) molodaya neitronnaya (ili strannaya) zvezda, otkrytaya v 1996 Fredom Volterom s kollegami po rentgenovskim nablyudeniyam na sputnike ROSAT. Bogdanom Pachinskim v 2001 g. byla predlozhena ideya opredeleniya massy etogo ob'ekta s pomosh'yu mikrolinzirovaniya, kotoraya mozhet byt' osushestvlena v blizhaishie neskol'ko let (odnako, esli verna novaya, a ne bolee rannyaya, ocenka rasstoyaniya do etogo ob'ekta, to ideya Pachinskogo ob opredelenii massy neitronnoi zvezdy k sozhaleniyu ne smozhet byt' osushestvlena v blizhaishie gody). Zapusk astrometricheskogo sputnika GAIA dast vozmozhnost' nablyudeniya t.n. "astrometricheskogo mikrolinzirovaniya" (v etom sluchae nablyudaetsya ne izmenenie bleska zvezdy-istochnika, a ee smeshenie) na neitronnyh zvezdah. Poluchennye dannye dadut vozmozhnost' pryamogo opredeleniya massy odinochnyh neitronnyh zvezd (poka nadezhno izmeryayutsya tol'ko massy neitronnyh zvezd, vhodyashih v dvoinye sistemy). V budushem pri nablyudenii gravitacionnyh voln budut vozmozhny odnovremennye izmereniya massy i radiusa neitronnyh zvezd.
Kak uzhe govorilos' vyshe, otlichit' kvarkovuyu zvezdy s koroi iz obychnogo veshestva ot neitronnoi zvezdy ochen' neprosto. Est' issledovateli, kotorye polagayut, chto chut' li ne vse izvestnye neitronnye zvezdy na samom dele yavlyayutsya kvarkovymi vnutri! "Obshestvennoe mnenie" tak daleko ne zahodit: schitaetsya, chto est' horoshie kandidaty, kotorye neobhodimo detal'no izuchat'.
V nastoyashee vremya sushestvuet neskol'ko kandidatov v strannye zvezdy v tesnyh dvoinyh sistemah: 4U 1820-30, SAX J1808.4-3658, 4U 1728-34, Her X-1, GRO J1744-28. Dlya nih sushestvuyut ocenki massy i/ili radiusa, kotorye, vozmozhno, svidetel'stvuyut v pol'zu interpretacii etih ob'ektov, kak strannyh zvezd (no sushestvuyut i drugie ocenki, tak chto vse eto lish' kandidaty). Krome etogo est' i odinochnye ob'ekty. Pro RX J1856-37, "zvezdu Voltera", my uzhe govorili, est' eshe neskol'ko rentgenovskih istochnikov, kotorye yavlyayutsya odinochnymi neitronnymi ili kvarkovymi zvezdami. Nablyudayutsya oni v ostatkah sverhnovyh. Ih rassmatrivayut kak vozmozhnye kvarkovye zvezdy po sleduyushei prichine. Dlya etih istochnikov po nablyudeniyam ostatka sverhnovoi izvesten vozrast (schitaetsya, chto kompaktnyi ob'ekt poyavilsya odnovremenno s ostatkom posle vzryva sverhnovoi). Krome etogo po rentgenovskim nablyudeniyam izvestna temperatura poverhnosti kompaktnogo ob'ekta (zdes', pravda, est' nekotoraya neopredelennost', t.k. neizvestny parametry atmosfery i velichina magnitnogo polya). Imeya model' ohlazhdeniya neitronnoi i kvarkovoi zvezd mozhno sravnit' raschetnuyu temperaturu dlya dannogo vozrasta s nablyudaemoi. Esli temperatura luchshe opisyvaetsya v modeli kvarkovoi zvezdy, to ob'ekt mozhno schitat' kandidatom v strannye zvezdy. Odnako, modelei ohlazhdeniya mnogo, i poka udaetsya opisat' vse nablyudeniya bez lishnei ekzotiki.
Nekotorye avtory svyazyvayut so strannymi zvezdami aktivnost' istochnikov myagkih povtoryayushihsya gamma-vsleskov. Poka zhe osnovnaya dolya issledovanii, posvyashennyh strannym zvezdam, predstavlena teoreticheskimi rabotami. V Rossii teoreticheskie issledovaniya v etoi oblasti aktivno vedutsya v MIFI D.N. Voskresenskim.
Sredi strannyh zvezd est' eshe bolee strannye. I esli strannye zvezdy kompaktnee neitronnyh, to "strannye strannye" zvezdy eshe bolee kompaktny. Rech' idet o t.n. color flavor locked (CFL) sostoyanii strannogo (kvarkovogo) veshestva. CFL-faza sootvetstvuet ravnomu chislu u, d, s kvarkov (nesmotrya na to, chto ih massy razlichny). Pri etom kvarki obrazuyut kuperovskie pary. Svoistva CFL-zvezd otlichny ot svoistv "obychnyh" strannyh zvezd. Naprimer, u CFL-zvezd, ne mozhet byt' kory iz normal'nogo veshestva, t.k. v nih net elektronov (chto privodit k otsutstviyu elektrostaticheskogo bar'era, meshayushgo obychnomu veshestvu peremeshat'sya s kvarkovym). T.o. CFL-zvezdy v chem-to pohozhi na "obnazhennye" kvarkovye zvezdy.
Te, kogo interesuyut sovremennye dannye o neitronnyh i strannyh zvezdah na bolee glubokom urovne, mogut naiti v seti podrobnyi obzor na russkom yazyke, posvyashennyi etim voprosam. Na angliiskom yazyke mozhno prochest' obzory Bombachi i Ksu.
Illyustracii i dopolnitel'nuyu informaciyu mozhno naiti zdes':
http://www.astronet.ru:8100/db/msg/1175995
http://www.astronet.ru:8100/db/msg/1175973
http://www.astronet.ru:8100/db/msg/1177720
Sm. takzhe risunki iz original'nyh rabot:
EOS1.eps - Zavisimost' massa-radius dlya neskol'kih modelei kvarkovyh zvezd, pokazany kandidaty v kvarkovye zvezdy. Odnako, v opredelenii parametrov kandidatov sushestvuet neodnoznachnost', nepozvolyayushaya sdelat' okonchatel'nogo vyvoda; iz raboty astro-ph/0203069 brazil'skih uchenyh Lugonesa (G. Lugones) i Horvata (J.E. Horvath)
EOS2.ps - Zavisimost' massa-radius dlya neskol'kih modelei kvarkovyh i neitronnyh zvezd. Krivye dlya neitronnyh zvezd raspolozheny v pravoi chasti risunka, dlya kvarkovyh - v levoi. Punktirom vydelena oblast', sootvetstvuyushaya parametram istochnika SAX 1808-36. Vidno, chto dlya nego luchshe podhodyat modeli kvarkovyh zvezd. Odnako, zdes' eshe est' neodnoznachnost', i udaetsya podobrat' parametry, opisyvayushie dannyi ob'ekt v ramkah obychnogo veshestva; iz raboty astro-ph/0201369 ital'yanskogo astrofizika Ignasio Bombachi (I. Bombaci)
Izmenennyi variant stat'i opublikovan v zhurnale
nomer 6, 2002.
|
Publikacii s klyuchevymi slovami:
strannaya zvezda - strannoe veshestvo - kvarkovye zvezdy
Publikacii so slovami: strannaya zvezda - strannoe veshestvo - kvarkovye zvezdy | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> | |
