Нейтронные звезды и рентгеновская астрономия

Нейтронные звезды

Последнее время внимание астрономов и физиков вновь привлечено к проблеме нейтронных звезд. Эта проблема довольно стара: ее возникновение, связанное с именем выдающегося физика Л. Д. Ландау, отделено от наших дней более чем половиной века. Согласно гипотезе Ландау, в природе может существовать наряду с твердым, жидким, газообразным и плазменным также нейтронное состояние вещества.

Встретить нейтронное вещество можно лишь в недрах некоторых звезд, где господствуют исполинские давления, на много порядков превышающие те, с какими имеет дело человек в своей практической деятельности. Нейтронных звезд до сих пор еще никто не наблюдал. Однако в последнее время появились новые возможности их обнаружения, благодаря которым как можно надеяться, эти интересные и важные для понимания развития Вселенной объекты займут, наконец, свое место в звездных каталогах. (Интересно если китайцы всерьез займутся астрономией, то наверняка многие названия звезд будут таки на китайском, одном из самых трудных языков. Хотя, разумеется, при должных усилиях можно выучить и китайский, например, есть такой Ориентал центр, где в самом деле проводится обучение китайскому языку для всех желающих).

Как может возникнуть нейтронная звезда? Что она собой представляет? Вещество обычной звезды, такой, например, как наше Солнце, находится в состоянии горячей плазмы, то есть представляет собой сильно нагретый газ, состоящий из электронов и ионов — атомов, полностью или частично лишенных своих электронов. Источником колоссальной энергии, которую излучает звезда, служат термоядерные процессы, происходящие при соударении друг с другом быстрых атомных ядер, главным образом водорода.

С течением времени по мере «выгорания» водорода поток энергии, выходящий из звезды наружу, уменьшается, силы притяжения становятся неуравновешенными и сжимают звезду. При этом плотность вещества звезды может достичь весьма большой величины: до десятков и сотен тысяч тонн в кубическом сантиметре. В результате создаются условия, при которых протоны, входящие в состав ядер атомов, начнут захватывать электроны и превращаться в нейтроны. В итоге более или менее значительная часть вещества звезды может превратиться в нейтронную «жидкость», сама же звезда еще больше уплотняется и по своей внутренней структуре начинает походить на обычное атомное ядро, только неимоверно увеличенное в объеме. При еще более высоких сжатиях в веществе звезды начинают появляться новые частицы — гипероны, масса которых превосходит массу протона.

Нейтронные звезды представляют значительный интерес для науки. Эти объекты, по-видимому, являются последним этапом «жизненного пути» звезды как светящегося тела. Ясно, что составить картину эволюции Вселенной невозможно, не имея четкого представления о строении и свойствах звезд на последнем этапе их развития. Нейтронные звезды весьма интересны и с точки зрения обычной, «земной» физики, поскольку в них осуществляются условия, о создании которых в наших лабораториях в настоящее время нельзя и мечтать.

То обстоятельство, что нейтронные звезды до сих пор не обнаружены, вовсе не является аргументом против их существования. Дело в том, что нейтронные звезды крайне трудно наблюдать. Они в силу колоссальной плотности нейтронного вещества являются поистине карликами: их диаметр равен всего лишь десятку километров. Между тем количество энергии, излучаемое звездой, пропорционально площади ее поверхности, то есть квадрату диаметра. Ясно, что такую звезду, если только она каким-нибудь чудом не расположена вблизи солнечной системы, наблюдать в обычный телескоп практически невозможно.

Превращение обычной звезды в нейтронную происходит не плавно, а со взрывом, с выделением огромной энергии. Очень возможно, что именно этот процесс приводит к возникновению сверхновых звезд. При этом нейтронная звезда может оказаться нагретой до очень высокой температуры, скажем, в тысячу раз более высокой, чем температура поверхности Солнца. В это время полное излучение звезды очень сильно увеличится, причем большую часть своей энергии звезда будет излучать не в форме видимого света, а в виде более «жесткого», рентгеновского излучения. Мощность этого излучения может быть такой значительной, что существующие приборы способны зарегистрировать нейтронную звезду на расстоянии в тысячи световых лет.

Все сказанное приобретает особую остроту, если упомянуть, что в последнее время с помощью приборов, установленных на ракетах, обнаружен ряд источников рентгеновского излучения, один из которых, кстати сказать, находится в районе Крабовидной туманности — результат вспышки сверхновой в 1054 году. Правда, наблюдения, проведенные летом 1964 года, показали, что соответствующий источник имеет большие угловые размеры и не может быть отождествлен с нейтронной звездой. Тем не менее, саму возможность наблюдения нейтронной звезды по ее рентгеновскому излучению никак нельзя считать исключенной. Конечно, такие наблюдения являются крайне трудным делом, прежде всего, из-за молодости соответствующей отрасли астрономии — рентгеновской астрономии. Имеется целый ряд других причин, затрудняющих наблюдение нейтронных звезд. На одной из них мы остановимся подробнее.

Совершенно ясно, что обнаружить рентгеновское излучение звезды можно лишь в том случае, если высокая температура ее поверхности держится достаточно долгое, время. Хорошо известно, что скорость остывания какого-либо тела определяется величиной его теплоемкости: чем меньше теплоемкость, тем меньше «тепловая инерция» тела, тем быстрее оно меняет свою температуру. Между тем именно теплоемкость нейтронной звезды может оказаться гораздо меньшей, чем это можно было бы ожидать по аналогии с другими звездами.

Чтобы сделать понятным это утверждение, нам придется обратиться к выводам физики низких температур — области науки, на первый взгляд бесконечно далекой от темы этой статьи. Читатель, вероятно, знаком с замечательными явлениями, которые возникают в жидком гелии и в некоторых металлах при достаточно низких температурах, Речь идет о сверхтекучести гелия и сверхпроводимости металлов — явлениях, наиболее поразительная особенность которых — полное отсутствие какого бы то ни было сопротивления течению гелия или прохождению электрического тока в металлах. Менее известно другое свойство сверхпроводника — аномальная малость его теплоемкости. Этот факт, как и отсутствие сопротивления, объясняется тем, что электроны сверхпроводника, между которыми действуют силы притяжения, могут «слипаться», образуя устойчивые связанные пары.

Оценки, проведенные авторами этой статьи, показали, что в нейтронной звезде силы притяжения, действующие между нейтронами, могут привести, несмотря на огромные температуры, царящие в недрах этих звезд, к появлению связанных пар нейтронов. Соответственно нейтронную звезду можно уподобить гигантскому сверхпроводнику с вытекающими отсюда последствиями, в частности, с аномально малой величиной теплоемкости. Следовательно, нейтронная звезда не может долго удерживать высокую температуру.

Если эти соображения подтвердятся, то наблюдение нейтронной звезды окажется еще более трудным делом, чем считали до сих пор. Тем не менее поиски рентгеновского излучения нейтронных звезд остаются одной из самых актуальных задач современной астрофизики. Мы хотели бы также подчеркнуть, что постановка вопроса о сверхтекучести нейтронных звезд — довольно яркая иллюстрация сочетания идей, заимствованных из совершенно различных областей науки: астрономии, ядерной физики, физики низких температур. Такого рода синтез — типичная черта современного этапа развития науки.

Авторы: В. Гинзбург, Д. Киржниц.

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *