Ознакомительная версия.
В физике часто важно, чтобы какая-то величина не просто была большой или маленькой, а чтобы ее значение превосходило некоторый предел. Для магнитных полей таких пределов несколько. Первый соответствует полю примерно в миллиард раз больше, чем на Солнце (или в несколько миллиардов раз больше, чем на Земле). Уже это значение существенно превосходит экспериментальные возможности наших лабораторий. В таком поле энергия электрона становится сравнимой с его кулоновской энергией в атоме водорода – самом распространенном во Вселенной элементе. Если поля заметно выше этого критического значения, то форма электронного облака в атоме меняется, оно вытягивается вдоль поля, и атом становится похож на цилиндр (или, иногда говорят, на иголку). Это многое меняет. Например, атомы могут образовывать псевдомолекулярные цепочки вдоль линий магнитного поля, а также – трехмерные структуры, соответствующие конденсату. Это важно для свойств атмосфер нейтронных звезд, о которых мы поговорим ниже.
Второе критическое значение называется Швингеровским полем. Оно в десятки раз больше, чем у обычных радиопульсаров (т. е. примерно в 100 000 миллиардов раз больше, чем на Земле). В данном случае энергия электрона в поле (соответствующая его так называемой циклотронной частоте) становится больше его энергии покоя. Это приводит к ряду интересных эффектов. В сверхшвингеровских полях с очень большой вероятностью происходит однофотонное рождение электрон-позитронных пар с участием гамма-квантов относительно низкой энергии. Если в обычной ситуации нам надо два энергичных гамма-кванта, чтобы породить пару из электрона и позитрона, или хотя бы один квант очень высокой энергии в магнитном поле (при не слишком высокой энергии квантов вероятность процесса становится очень малой, если поле имеет недостаточную величину), то в сильных магнитных полях любой, самый хилый фотон, чья энергия больше суммы массы покоя электрона и позитрона, с высокой вероятностью может породить пару частиц. И чем выше поле – тем выше вероятность такого процесса. Кроме того, столь сильное магнитное поле заметно поляризует вакуум. То есть вакуум становится похожим на анизотропный кристалл, и это сказывается на распространении фотонов. Вдобавок в сильных полях с большой вероятностью идут и другие процессы, изучаемые квантовой электродинамикой. Анигилляция электрон-позитронной пары может приводить к рождению одного гамма-кванта. Кванты электромагнитного излучения могут делиться надвое и т. д.
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.
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.
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.
Ознакомительная версия.
