Нейтронні зірки та рентгенівська астрономія

Останнім часом увагу астрономів і фізиків знову притягнуто до проблеми нейтронних зірок. Ця проблема досить стара: її виникнення, пов’язане з ім’ям видатного фізика Л. Д. Ландау, відокремлене від наших днів більш ніж половиною століття. Згідно з гіпотезою Ландау, в природі може існувати поряд з твердим, рідким, газоподібним і плазмовим також нейтронний стан речовини.

Зустріти нейтронну речовину можна лише в надрах деяких зірок, де панують велетенські тиски, що на багато порядків перевищують ті, з якими має справу людина у своїй практичній діяльності. Нейтронних зірок досі ще ніхто не спостерігав. Проте останнім часом з’явилися нові можливості їх виявлення, завдяки яким можна сподіватися, ці цікаві і важливі для розуміння розвитку Всесвіту об’єкти займуть, нарешті, своє місце в зоряних каталогах.

Як може виникнути нейтронна зірка? Що вона собою являє? Речовина звичайної зірки, такої, наприклад, як наше Сонце, знаходиться в стані гарячої плазми, тобто являє собою сильно нагрітий газ, що складається з електронів та іонів — атомів, повністю або частково позбавлених своїх електронів. Джерелом колосальної енергії, яку випромінює зірка, служать термоядерні процеси, що відбуваються при зіткненні один з одним швидких атомних ядер, головним чином водню.

З плином часу у міру «вигорання» водню потік енергії, що виходить із зірки назовні, зменшується, сили тяжіння стають неврівноваженими і стискають зірку. При цьому щільність речовини зірки може досягти дуже великої величини: до десятків і сотень тисяч тонн у кубічному сантиметрі. В результаті створюються умови, при яких протони, що входять до складу ядер атомів, почнуть захоплювати електрони і перетворюються на нейтрони. В результаті більш чи менш значна частина речовини зірки може перетворитися в нейтронну «рідину», сама ж зірка ще більше ущільнюється і за своєю внутрішньою структурою починає бути схожою на звичайне атомне ядро, тільки неймовірно збільшене в об’ємі. При ще більш високому стисканні в речовині зірки починають з’являтися нові частинки — гіперони, маса яких перевищує масу протона.

Нейтронні зірки представляють значний інтерес для науки. Ці об’єкти, мабуть, є останнім етапом «життєвого шляху» зірки як світного тіла. Ясно, що скласти картину еволюції Всесвіту неможливо, не маючи чіткого уявлення про будову і властивості зірок на останньому етапі їх розвитку. Нейтронні зірки вельми цікаві і з погляду звичайної, «земної» фізики, оскільки в них здійснюються умови, про створення яких в наших лабораторіях в даний час не можна і мріяти.

Та обставина, що нейтронні зірки досі не виявлені, зовсім не є аргументом проти їх існування. Справа в тому, що нейтронні зірки вкрай важко спостерігати. Вони в силу колосальної густини нейтронної речовини є воістину карликами: їх діаметр дорівнює всього лише десяткам кілометрів. Між тим кількість енергії, що випромінюється зіркою, пропорційна площі її поверхні, тобто квадрату діаметра. Ясно, що таку зірку, якщо тільки вона якимось дивом не розташована поблизу сонячної системи, спостерігати в звичайний телескоп практично неможливо.

Перетворення звичайної зірки в нейтронну відбувається не плавно, а з вибухом, з виділенням величезної енергії. Дуже можливо, що саме цей процес призводить до виникнення наднових зірок. При цьому нейтронна зірка може виявитися нагрітою до високої температури, скажімо, в тисячу разів більш високої, ніж температура поверхні Сонця. В цей час повне випромінювання зірки дуже сильно збільшиться, причому більшу частину своєї енергії зірка буде випромінювати не у формі видимого світла, а у вигляді більш «жорсткого», рентгенівського випромінювання. Потужність випромінювання може бути такою значною, що існуючі прилади здатні зареєструвати нейтронну зірку на відстані в тисячі світлових років.

Все сказане набуває особливої гостроти, якщо згадати, що останнім часом з допомогою приладів, встановлених на ракетах, виявлено ряд джерел рентгенівського випромінювання, один з яких, до речі сказати, знаходиться в районі Крабовидної туманності — результат спалаху наднової в 1054 році. Правда, спостереження, проведені влітку 1964 року, показали, що відповідне джерело має великі кутові розміри і не може бути ототожнене з нейтронною зіркою. Тим не менш, саму можливість спостереження нейтронної зірки за її рентгенівським випромінюванням ніяк не можна вважати виключеною. Звичайно, такі спостереження є вкрай важкою справою, перш за все, через молодість відповідної галузі астрономії — рентгенівської астрономії. Є цілий ряд інших причин, що ускладнюють спостереження нейтронних зірок. На одній з них ми зупинимося докладніше.

Абсолютно ясно, що виявити рентгенівське випромінювання зірки можна лише в тому випадку, якщо висока температура її поверхні тримається досить тривалий, час. Добре відомо, що швидкість охолодження будь-якого тіла визначається величиною його теплоємності: чим менший розмір, тим менше «теплова інерція» тіла, тим швидше воно змінює свою температуру. Між тим саме теплоємність нейтронної зірки може виявитися значно меншою, ніж це можна було б очікувати за аналогією з іншими зірками.

Щоб зробити зрозумілим це твердження, нам доведеться звернутися до висновків фізики низьких температур — галузі науки, що на перший погляд нескінченно далека від теми цієї статті. Читач, мабуть, знайомий з чудовими явищами, які виникають у рідкому гелії і в деяких металах при досить низьких температурах, Мова йде про надплинність гелію і надпровідність металів — явищ, найбільш вражаюча особливість яких — повна відсутність якого б то не було опору течії гелію або проходження електричного струму в металах. Менш відома інша властивість надпровідника — аномальна малість його теплоємності. Цей факт, як і відсутність опору, пояснюється тим, що електрони надпровідника, між якими діють сили тяжіння, можуть «злипатися», утворюючи стійкі пов’язані пари.

Оцінки, проведені авторами цієї статті, показали, що у нейтронної зірки сили тяжіння, що діють між нейтронами, можуть призвести, незважаючи на величезні температури, що панують в надрах цих зірок, до появи пов’язаних пар нейтронів. Відповідно нейтронну зірку можна уподібнити гігантському надпровіднику з витікаючими звідси наслідками, зокрема, з аномально малою величиною теплоємності. Отже, нейтронна зірка не може довго утримувати високу температуру.

Якщо ці міркування підтвердяться, то спостереження нейтронної зірки виявиться ще більш важкою справою, ніж вважали досі. Тим не менш пошуки рентгенівського випромінювання нейтронних зірок залишаються однією з найбільш актуальних задач сучасної астрофізики. Ми хотіли б також підкреслити, що постановка питання про надтекучість нейтронних зірок — досить яскрава ілюстрація поєднання ідей, запозичених з абсолютно різних областей науки: астрономії, ядерної фізики, фізики низьких температур. Такого роду синтез — типова риса сучасного етапу розвитку науки.

Автори: В. Гінзбург, Д. Киржниц.