Наконец, третье критическое значение поля соответствует значению, при котором магнитное поле начнет разрывать нейтронную звезду. Чтобы получить оценку для этой величины, нам надо приравнять энергию магнитного поля к гравитационной энергии нейтронной звезды. Получается гигантское значение в миллиард миллиардов раз больше магнитного поля на Солнце. Теоретики иногда пользуются тем, что этот предел очень большой, и предполагают, что в недрах нейтронных звезд могут быть поля раз в десять меньше третьего критического. Там можно рассчитывать очень экзотические процессы, а сказать, что такого точно не может быть в природе, – нельзя. Теоретики – озорной народ!
Таким образом, нейтронные звезды – это действительно уникальные физические лаборатории, и астрономические наблюдения в этом смысле дополняют лабораторные эксперименты. То есть, к примеру, если вы хотите изучать ядерную физику, то вам нужно строить не только ускорители или реакторы, вам нужно строить и спутники, чтобы наблюдать нейтронные звезды. Например, наблюдать, как они остывают, а остывают они тоже довольно интересно.
Атмосферы нейтронных звезд
Несмотря на колоссальную силу тяжести, над поверхностью нейтронной звезды имеется тонкая атмосфера, иногда существенно меняющая наблюдаемые свойства компактного объекта.
Толщина атмосферы определяется температурой в ней, ее составом и гравитацией. Проделав не очень сложные вычисления, можно получить, что у нейтронных звезд атмосфера простирается ввысь на несколько миллиметров или сантиметров. Немного? Немного. Не густо? А вот как раз густо! Атмосферы достаточно плотные, чтобы сильно изменить спектр теплового излучения поверхности.
Из чего состоит такая атмосфера? Поверхность нейтронной звезды может в основном состоять из железа (помним, что коллапсирует железное ядро). Значит, и для атмосферы это одна из возможностей. Такие атмосферы самые тонкие, потому что атомы тяжелые. Общий характер спектра будет похож на тепловой (планковский), но в нем можно ожидать наличие множества спектральных деталей. К сожалению, рассмотреть их непросто.
Однако после коллапса железного ядра на него могут выпадать внешние слои из более легких элементов. Поэтому атмосфера может содержать не только железо, но и все, что было в сверхновой. Причем более тяжелые элементы легко выпадают в осадок. Так что если сверху «налить» немного водорода, то атмосфера для внешнего наблюдателя будет в основном водородной. Такие атмосферы самые толстые. И они довольно сильно меняют спектр. В рентгеновском диапазоне (а именно там мы обычно наблюдаем поверхности нейтронных звезд с температурой около миллиона градусов) они кажутся горячее, чем есть на самом деле. И это может сбить исследователей с толку.
Наконец, при некоторой комбинации температуры, состава и магнитного поля на поверхности может образоваться конденсат, о котором мы упоминали выше. Тогда нейтронная звезда станет «серой». Спектр будет казаться тепловым, но соответствующим более низкой температуре. В этом случае, определяя радиус звезды по излучаемой светимости и температуре, можно сильно ошибиться.
К счастью, есть способы подобрать правильный состав атмосферы, изучая спектр нейтронной звезды. В случае центрального компактного объекта в остатке сверхновой Кассиопея А, например, оказалось, что атмосфера в основном состоит из углерода. Правильное определение состава очень важно, ведь без учета этого тонкого-тонкого слоя можно ошибиться в определении температуры поверхности, а тем самым неправильно определить температуру недр, остывающих благодаря излучению нейтрино.
Нейтрино из ада
Новорожденная нейтронная звезда – это очень горячий объект. Температура недр некоторое время превышает миллиарды градусов. Примерно первые 100 000 лет своей жизни нейтронная звезда остывает в основном не с поверхности, как делает всякое нормальное тело, а из центра за счет испускания нейтрино. В это время температура недр составляет сотни миллионов градусов. Происходит забавный процесс: тепло течет вглубь звезды, где в некотором смысле исчезает (поскольку нейтрино свободно покидает недра нейтронной звезды).
Непосредственно наблюдать нейтрино от остывающих нейтронных звезд мы пока не можем. Регистрировать эти частицы очень сложно, нужны гигантские детекторы, и пока мы надеемся только видеть вспышки сверхновых. Но если нейтрино ускользает из компактного объекта, унося энергию, то поверхность нейтронной звезды постепенно остывает. Вот это можно наблюдать. Для этого в первую очередь подходят рентгеновские детекторы, так как температура поверхности составляет примерно миллион градусов. Конечно, мы видим не сам постепенный процесс остывания одиночных нейтронных звезд (хотя в одном случае, возможно, есть и такие данные, а в двойных довольно часто можно видеть, как нейтронная звезда остывает по окончании стадии мощной аккреции), так как температура заметно падает лишь за столетия. Однако мы можем видеть нейтронные звезды разных возрастов, измерять температуру их поверхности и тем самым получать нам новые знания о ядерной физике, поскольку процессы нейтринного излучения – это процессы, связанные именно с ней. И, таким образом, астрономические наблюдения снова дополняют лабораторные эксперименты.
Наблюдения нейтрино после взрыва сверхновой могут помочь понять, какой компактный объект возник в результате. До рождения ребенка родителей часто очень волнует вопрос: мальчик или девочка? При взрыве сверхновой тоже возможны два варианта. Наблюдения нейтрино при рождении компактного объекта могут помочь определить, возникла ли нейтронная звезда или черная дыра. Если коллапс идет до конца, то поток нейтрино (и их энергия) будет возрастать, а потом резко оборвется. В том случае, когда возникает нейтронная звезда, мы будет видеть более гладкую эволюцию потока. Если бы в 1987 году существовали современные детекторы нейтрино, то мы бы знали, какой компактный объект возник после взрыва в Большом Магеллановом облаке.
Грядущие открытия
Выше мы обещали пофантазировать, какие же еще Нобелевские премии могут быть вручены за исследования нейтронных звезд. Наверное, первая и самая вероятная – это премия за гравитационные волны. Они были предсказаны Общей теорией относительности. Косвенно мы знаем, что они существуют, но очень важно поймать гравитационные волны напрямую с помощью лабораторной установки. Лучший способ это сделать – наблюдать один из самых грандиозных процессов в природе. Слияние двух нейтронных звезд.
Чтобы получить гравитационно-волновой всплеск большой мощности, потенциально детектируемый современными антеннами, надо начать с массивной двойной звезды. Звезды поочередно взрываются. Каждая порождает нейтронную звезду, и система при этом выживает. В конце концов эти нейтронные звезды сольются, потихонечку сближаясь из-за излучения гравитационных волн. Финальный аккорд – буквально падение нейтронной звезды на нейтронную звезду. Оно сопровождается выделением огромной энергии и в виде гравитационных и электромагнитных волн.
Это должно быть очень интересно наблюдать. Кроме того, это очень важно для фундаментальной физики. Поэтому уже построено несколько специальных гравитационно-волновых антенн. Чтобы представить себе, насколько это существенно, можно вспомнить вот что. Когда американцы планировали постройку своих антенн LIGO, одновременно планировался сверхпроводящий суперколлайдер, который должен был бы быть построен в Техасе. Его целью было открыть бозон Хиггса. Потом возникла необходимость сокращения научных бюджетов, и нужно было закрывать какой-то крупный проект. Так вот, фактически научное сообщество выбрало гравитационные волны вместо бозона Хиггса (конечно, коллайдер намного дороже гравитационно-волновой антенны, тем не менее при стоимости более полумиллиарда долларов LIGO – это самый дорогой проект, финансировавшийся Национальным научным фондом, NSF, и в 1993 году проект гравитационных антенн был под угрозой закрытия). На фоне огромной популярности бозона Хиггса в наши дни это должно показывать, что есть вещи, по крайней мере по мнению части ученых, настолько же важные, как и этот самый бозон.
Возможно, еще одна Нобелевская премия будет когда-нибудь вручена за определение свойств вещества в недрах нейтронных звезд. Из чего состоят нейтронные звезды в самой сердцевине – это действительно один из самых больших вопросов в ядерной физике. Для ответа на него у астрономов есть интересный способ.
Снова представьте, что мы берем какой-то кусок вещества и начинаем его сжимать. Как мы можем это сделать? Скажем, можем взять нейтронную звезду и тихонечко кидать на нее вещество. Она будет становиться все массивнее, будет сама на себя сильнее давить, поджиматься, и плотность в центре будет расти. Мы не можем это делать бесконечно. В какой-то момент плотность достигнет критической, и вещество перестанет сопротивляться гравитации. Наша нейтронная звезда схлопнется в черную дыру. Если мы узнаем, когда это происходит, т. е. узнаем, какими могут быть самые массивные нейтронные звезды, то, по сути, мы ответим на этот важный вопрос в ядерной физике, связанный с поведением вещества при высокой плотности.
Как это сделать? Конечно, было бы здо́рово наблюдать какой-нибудь рентгеновский источник с нейтронной звездой, видеть периодически меняющееся излучение с поверхности нейтронной звезды, и вдруг «хоп!» – она исчезнет. Источник, может быть, и останется рентгеновским источником, останется аккреционный диск, но выглядеть он будет уже совсем по-другому (например, исчезнут пульсации рентгеновского излучения, возникающие из-за вращения нейтронной звезды), потому что там будет черная дыра.
Это было бы потрясающе, но застать сам момент превращений крайне маловероятно (может быть, нам помогут наблюдения слияния нейтронных звезд: в редких случаях они могут заканчиваться образованием черной дыры). Поэтому можно пойти другим путем, как обычно. Например, можно просто искать все более и более массивные нейтронные звезды. Это перспективное направление исследований, и астрономы, изучающие двойные радиопульсары, именно этой дорогой и идут. Здесь, правда, многое будет зависеть от везения.