Нейтронные звезды. Как понять зомби из космоса - Катя Москвич
Тем не менее данные NICER по наблюдению нескольких ближайших миллисекундных пульсаров, похоже, согласуются с предыдущими измерениями их полного рентгеновского излучения, проведенными на других телескопах, что Уоттс считает обнадеживающим.
Масса пары наблюдаемых пульсаров, полученная из данных по хронометрированию их радиоимпульсов, превышала удвоенную массу Солнца. И для такой большой массы искривление света за счет гравитации настолько велико, что, если радиус пульсара мал, импульсы невозможно зарегистрировать. Таким образом, наблюдение пульсаций излучения позволяет установить нижний предел радиуса, то есть минимальный возможный радиус.
Результаты, опубликованные командой NICER 12 декабря 2019 года, хороши, но еще недостаточно точны для того, чтобы определить, какой именно вид плотной материи может находиться внутри ядра. Радиус оказывается прямо посередине между значениями, которые предсказывает ядерная физика, и существующими в астрофизике ограничениями, “так что теоретики могут пока дышать спокойно”, по словам Уоттс. Но, учитывая эту неопределенность и тот факт, что радиусы не соответствуют ни одному из предельных значений, оцененных учеными, пока по этим результатам они не могут сделать каких-либо определенных выводов о составе внутреннего ядра.
Эти результаты вполне могут измениться, когда команда NICER будет анализировать данные по следующим звездам. Тогда как с помощью NICER можно изучать только одиночные пульсары, будущие рентгеновские телескопы, такие как eXTP (enhanced X-ray Timing and Polarimetry, “с увеличенной точностью определения рентгеновских временных и поляриметрических характеристик”) и STROBE-X (Spectroscopic Time-Resolving Observatory for Broadband Energy X-rays, “спектроскопическая обсерватория с высоким временным разрешением для широкого рентгеновского диапазона”), позволят изучать и аккрецирующие пульсары. Там горячие точки возникают, когда материал от звезды-компаньона переносится на магнитные полюса пульсара, а также когда в “океанах” на поверхности нейтронной звезды происходят термоядерные взрывы. В то время как в одиночной нейтронной звезде кора – это ее внешний слой, в аккрецирующих звездах перенесенное с компаньона вещество наносится поверх коры и формирует внешний жидкий океан21.
Уже запланировано, что подобные детекторы нового поколения будут от десяти до двадцати раз больше предыдущих и будут запускаться в космос в течение следующего десятилетия. Уоттс ждет не дождется этого. Она говорит, что такой телескоп позволит ученым зарегистрировать резкие изменения внутри ядра – то, например, что происходит при таинственных фазовых переходах кварков (считается, что кварковая материя меняет свое состояние, подобно тому как вода меняет свое, превращаясь из жидкости в пар или лед). Однако оценить эти переходы кварков непросто из-за того, что природа сильного ядерного взаимодействия, которое связывает кварки друг с другом с помощью глюонов, понятна пока только приблизительно22.
LIGO, Virgo и их будущие кузены
Утром 17 августа 2017 года, когда гравитационная рябь от двух столкнувшихся нейтронных звезд дошла до Земли, Джоселин Рид и Катерина Хациоанну, астрофизики и члены сообщества LIGO, пришли в замешательство. В тот день Хациоанну проснулась от звука, означающего, что на ее электронную почту пришло от LIGO оповещение об этом столкновении, которое всеми ожидалось позже.
Джоселин Рид, профессор Университета штата Калифорния в Фуллертоне, проверила электронные письма от LIGO не сразу – в ее компьютере они помещались прямиком в специально созданную для этого папку, потому что иногда приходили в огромном количестве. И Рид, и Хациоанну в тот день готовились принять участие в панельной дискуссии по экстремальной гравитации в Университете штата Монтана. Темой дискуссии был вопрос о том, можно ли узнать что-нибудь о внутреннем строении нейтронной звезды, наблюдая слияние двух звезд.
Когда незадолго до начала дискуссии Рид пришла в аудиторию, коллеги быстро ввели ее в курс дела. Переполненная радостным удивлением, она сказала, повернувшись к Хациоанну: “Мне нужно понять, что я на самом деле могу рассказать в своем выступлении, не утверждая ничего наверняка”. Поскольку в тот момент о событии знали только члены сообщества LIGO, а результаты впечатляли, их следовало держать в секрете и не говорить о них никому за пределами сообщества, так как вначале их надо тщательно проанализировать и оформить в виде статей. И Рид добавила: “Придется сообщить о беспрецедентных вещах, так что мы должны просто попытаться понять, что с этим делать”.
Выступление на панельной дискуссии в результате содержало множество “если”, но и Рид, и Хациоанну знали, насколько значимым стал обнаруженный сигнал – он давал новый способ получить ограничения, накладываемые на уравнение состояния. Чтобы сделать это, ученым требовалось больше информации, а в своем распоряжении вначале они имели лишь сигнал гравитационных волн, но надеялись зарегистрировать то, как менялась частота вращения двух звезд в ходе их смертельного танца. Действительно, двигаясь по согласованным орбитам, они изначально медленно обращаются вокруг общего центра масс, и по мере того, как они сближаются в течение миллиардов лет, они теряют энергию, уносимую гравитационными волнами. И когда наконец эти две звезды сближаются, их орбитальные скорости увеличиваются, и в конечном итоге они сливаются. Период обращения непрерывно меняется все время, и эти изменения ученые используют для того, чтобы извлечь больше информации о системе нейтронных звезд.
По мере того как нейтронные звезды притягиваются друг к другу, они начинают деформироваться – каждая растягивает и сжимает вещество другой, на них возникают приливы, точно так же как из-за гравитации Луны приливы возникают в океанах на Земле. И так же как гравитационные волны уносят энергию двух нейтронных звезд, приливы отнимают энергию, что заставляет звезды столкнуться немного раньше, чем это случилось бы без приливов23.
Несмотря на то что тогда детекторы LIGO работали не так хорошо, как сегодня, и уровень шума в них был велик, сигнал был настолько сильным и четким, что стало возможным оценить, сколько к потерям гравитационной энергии добавляют приливы (а также рассеяние орбитальной энергии за счет гравитационных волн), деформирующие каждую звезду. Ученые попытались подставить полученные данные в уравнения состояния, чтобы получить картину того, как звезды противостоят давлению и растяжению, вызываемым гравитацией, которая без этого раздавила бы их.
И хотя предсказать конечные давления и плотности очень сложно, на самом деле только соотношение между давлением и плотностью определяет размер одиночных звезд и то, как на звезды влияют приливы. Чем меньше деформация, тем мягче уравнение состояния, которое будет соответствовать полученным командами LIGO и Virgo результатам, и это позволяет установить верхний предел радиуса звезды по регистрируемому сигналу, отвечающему гравитационной волне. Информация о радиусе спрятана в небольшой поправке за счет приливов к уносимой гравитационными волнами энергии, которая зависит в основном от массы звезд. Существуют два способа найти эти массы. Самый надежный – использовать так называемую чирп-массу, или особую
